La determinazione osservazionale delle abbondanze chimiche negli esopianeti è agli inizi. In termini di pianeti di tipo terrestre , cioè quelli di dimensioni inferiori a pochi raggi terrestri, i vincoli si limitano a confrontare le densità misurate (ottenute dalle masse e dai raggi dei pianeti in transito trovati da Keplero e CoRoT) con i modelli di quali pianeti con determinati supponendo che la composizione sarebbe simile. Un eccellente esempio recente di questo può essere trovato in Dressing et al. (2015) . In questo documento fanno l'affermazione che tutti i pianeti di piccola massa sono coerenti con un singolo semplici modelli, 2 componenti (una miscela di 83% MgSiO3e il 17% di ferro, ma ciò cambia a masse più elevate, dove sono necessari elementi più volatili o acqua significativa per spiegare le loro densità più basse. La trama di seguito, tratta da quel documento, illustra i dati disponibili e dovrebbe essere abbastanza aggiornata. Nota come tutti i pianeti a bassa massa (e la Terra e Venere) possano giacere sulla stessa famiglia di modelli.
Non penso che gli autori stiano sostenendo che questo è esattamente ciò di cui sono fatti tutti i pianeti, ma semplicemente illustrando che al momento non sembrano esserci grandi deviazioni da tale composizione (ad esempio, i pianeti che sono fatti esclusivamente di ferro).
Ci sono relativamente pochi pianeti su questo diagramma, perché è difficile ottenere le masse di piccoli pianeti in transito (richiede il rilevamento dello spostamento doppler causato dall'attrazione del pianeta sulla sua stella ospite).
Naturalmente modelli diversi producono risultati leggermente diversi. Ad esempio, Wagner et al. (2012) hanno usato gli stessi dati per Kepler-10b e CoRoT-7b e i loro modelli dettagliati per sostenere che questi pianeti hanno un nucleo di ferro che costituisce circa il 60% del pianeta, vale a dire molto di più di quello che costituisce la Terra.
Al momento i dati per i pianeti di massa più bassa indicano attualmente che potrebbe esserci solo una quantità limitata di diversità. Ma le informazioni con cui stiamo lavorando, le dimensioni del campione e il fatto che vengono determinate solo masse e raggi, sono troppo scarse per essere sicuri.
Da un punto di vista teorico ci sono molte idee. Il concetto di base sulla formazione dei pianeti di tipo terrestre è che si formano (relativamente) vicino alla stella madre e hanno composizioni che riflettono quali elementi e minerali possono condensare dal disco protoplanetario ad alte temperature. Questo a sua volta dipende dall'equilibrio degli elementi presenti nel disco protoplanetario, dove nel disco si forma il pianeta, la struttura dettagliata del disco protoplanetario, come si raffredda e come migrano i pianeti nel disco. Non sorprende che, variando alcune di queste condizioni, sia possibile creare pianeti con un'ampia varietà di composizioni, che come ho detto sopra, sembrano essere leggermente contraddette dalle prove disponibili.
Esempi di questi approcci teorici possono essere trovati in Moriarty et al. (2014) (di cui hai familiarità), ma vedi anche Carter-Bond et al. (2012)per esempi di come potrebbe sorgere la diversità chimica. Sembra che i rapporti Mg / Si e C / O abbiano la maggiore influenza sulle composizioni finali dei pianeti formati. Un basso rapporto C / O favorisce la formazione di silicati e un minor numero di composti che trasportano carbonio; ma se c'è più carbonio dell'ossigeno, allora diventa più favorevole formare carbonio e carburo di silicio (suppongo che questo sia ciò che intendi per "pianeti del carbonio"), ma ciò dipende anche dalla temperatura nella regione in cui si forma il pianeta. Per riferimento, il rapporto C / O solare è 0,54 e l'abbondanza relativa di carbonio nella Terra è molto più bassa (rispetto al Sole) ma il rapporto C / O misurato in altre stelle può essere più alto.
