Dış gezegenlerdeki kimyasal bolluğun gözlemsel olarak belirlenmesi başlangıç aşamasındadır. Karasal tip gezegenler, yani birkaç Dünya yarıçapından daha küçük boyutlar açısından , kısıtlamalar, ölçülen yoğunlukların (Kepler ve CoRoT tarafından bulunan geçiş gezegenlerinin kütlelerinden ve yarıçaplarından elde edilen) belirli gezegenlerin modelleri ile karşılaştırılması ile sınırlıdır. varsayılan kompozisyon gibi görünecektir. Bunun yakın zamanda mükemmel bir örneği Dressing ve ark. (2015) . Bu makalede, düşük kütleli gezegenlerin hepsinin tek, basit 2 bileşenli modellerle (% 83'lük bir MgSiO karışımı) tutarlı olduğu iddiasında bulunmuşlardır.3ve% 17 demir, ancak bu, daha düşük yoğunluklarını açıklamak için daha uçucu elementlere veya önemli suya ihtiyaç duyulan daha yüksek kütlelerde değişir. Bu makaleden alınan aşağıdaki grafik mevcut verileri göstermektedir ve oldukça güncel olmalıdır. Tüm düşük kütleli gezegenlerin (ve Dünya ve Venüs) aynı model ailesinde nasıl yattığını not edin.
Yazarların bunun tüm gezegenlerin yapıldığı şey olduğunu iddia ettiklerini düşünmüyorum, ancak şu anda böyle bir kompozisyondan (örneğin, sadece yapılan gezegenlerden) büyük bir sapma olmadığını gösteriyor. demirden).
Bu diyagramda nispeten az sayıda gezegen vardır, çünkü küçük geçiş gezegenlerinin kütlelerini elde etmek zordur (gezegenin kendi konak yıldızında çekilmesinin neden olduğu doppler kaymasının saptanmasını gerektirir).
Elbette farklı modeller biraz farklı sonuçlar verir. Örneğin, Wagner ve ark. (2012) , Kepler-10b ve CoRoT-7b ve kendi ayrıntılı modelleri için aynı verileri, bu gezegenlerin gezegenin yaklaşık% 60'ını oluşturan demir bir çekirdeğe sahip olduğunu, yani Dünya'yı oluşturandan çok daha fazla olduğunu iddia etmek için kullandılar.
Şu anda en düşük kütle gezegenlerine ilişkin veriler şu anda sınırlı bir çeşitlilik olabileceğini göstermektedir . Ancak üzerinde çalıştığımız bilgiler, örneklem büyüklüğü ve sadece kütlelerin ve yarıçapların belirlenmesi gerçeği, emin olmak için çok seyrek.
Teorik açıdan birçok fikir vardır. Karasal tip gezegenlerin oluşumu ile ilgili temel kavram, ana yıldıza yakın (nispeten) yakın oluşları ve yüksek sıcaklıklarda hangi elementlerin ve minerallerin protoplantary diskten yoğunlaşabileceğini yansıtan kompozisyonlara sahip olmalarıdır. Bu da, protoplantary diskte bulunan elementlerin dengesine, burada diskin gezegende oluştuğu, protoplantary diskin ayrıntılı yapısına, nasıl soğuduğuna ve gezegenlerin diskte nasıl göç ettiğine bağlıdır. Şaşırtıcı olmayan bir şekilde, bu koşulların bazılarını değiştirerek, yukarıda söylediğim gibi, mevcut kanıtlarla hafifçe çelişmiş gibi görünen çok çeşitli bileşimlere sahip gezegenler oluşturmak mümkündür.
Bu teorik yaklaşımların örnekleri Moriarty ve ark. (2014) (aşina olduğunuz), aynı zamanda bkz. Carter-Bond vd. (2012)kimyasal çeşitliliğin nasıl ortaya çıkabileceğine dair örnekler. Mg / Si ve C / O oranlarının, oluşturulan gezegenlerin nihai bileşimleri üzerinde en büyük etkiye sahip olduğu görülmektedir. Düşük bir C / O oranı silikatların ve daha az karbon taşıyan bileşiklerin oluşumunu destekler; ancak oksijenden daha fazla karbon varsa, o zaman karbon ve silikon-karbür oluşturmak daha uygun hale gelir (sanırım "karbon gezegenleri" ile kastettiğin budur), ama bu aynı zamanda gezegenin oluştuğu bölgedeki sıcaklığa da bağlıdır. Referans olarak, güneş C / O oranı 0.54'tür ve Dünya'daki göreceli karbon bolluğu (Güneş'ten) çok daha düşüktür, ancak diğer yıldızlarda ölçülen C / O oranı daha yüksek olabilir.
