كوكب الهيليوم

تكوين كوكب هيليوم من كوكب عملاق ساخن من خلال الهروب من الغلاف الجوي ، ربما مثل Gliese 436 b .

قد يتشكل كوكب هيليومي نتيجة تبخر الهيدروجين من كوكب غازي يدور بالقرب من نجم. سيطرد النجم الغازات الأخف وزنًا بشكل أكثر فعالية من خلال التبخر مقارنةً بالغازات الأثقل، ومع مرور الوقت سينضب الهيدروجين، تاركًا وراءه نسبة أكبر من الهيليوم. ^{[ 1 ]}

يتضمن أحد سيناريوهات تكوّن الكواكب الهيليومية من الكواكب العملاقة العادية وجود كوكب جليدي عملاق يدور في مدار قريب جدًا من نجمه المضيف، بحيث يتبخر الهيدروجين من غلافه الجوي، متحررًا من جاذبية الكوكب. سيتعرض غلاف الكوكب الجوي لكمية كبيرة من الطاقة، ولأن الغازات الخفيفة تتبخر بسهولة أكبر من الغازات الأثقل، ستزداد نسبة الهيليوم تدريجيًا في الغلاف الجوي المتبقي. ستستغرق هذه العملية وقتًا طويلًا حتى تستقر وتتخلص تمامًا من كل الهيدروجين، ربما يصل إلى عشرة  مليارات سنة، وذلك اعتمادًا على الظروف الفيزيائية الدقيقة وطبيعة الكوكب والنجم. تُعد الكواكب الشبيهة بنبتون الحارة من بين المرشحين لهذا السيناريو.

يؤدي نقص الهيدروجين أيضًا إلى استنزاف الميثان في الغلاف الجوي. على الكواكب الجليدية العملاقة، يتشكل الميثان بشكل طبيعي في دورة من الذوبان والتبخر والتحلل، ثم إعادة التركيب والتكثيف. ولكن مع استنزاف الهيدروجين، لن تتمكن نسبة من ذرات الكربون من إعادة التركيب مع الهيدروجين الحر في الغلاف الجوي، ومع مرور الوقت سيؤدي ذلك إلى فقدان الميثان بشكل عام. ومع مرور الوقت، سينضب الميثان أيضًا في أغلفة الكواكب الجليدية العملاقة الساخنة. ^{[ 1 ]}

قد يتشكل جسم كوكبي غني بالهيليوم أيضًا من قزم أبيض منخفض الكتلة ، والذي ينضب من الهيدروجين عن طريق نقل الكتلة في نظام ثنائي قريب مع جسم ضخم ثان مثل النجم النيوتروني .

يتضمن أحد السيناريوهات نظامًا نجميًا ثنائيًا تكافليًا من نوع AM CVn، يتكون من قزمين أبيضين بنواة هيليوم، محاطين بقرص تراكم هيليوم محيط بالنظام الثنائي، يتشكل أثناء انتقال الكتلة من القزم الأبيض الأقل كتلة إلى القزم الأبيض الأكثر كتلة. بعد أن يفقد القزم الأبيض الأقل كتلة معظمها، قد تقترب كتلته من كتلة كوكب. ^{[ 2 ]}