외계 행성에서의 화학적 존재비의 관찰 결정은 초기 단계이다. 의 측면에서 지상파 형 행성, 즉 몇 지구 반경보다 크기가의 그 이하 제약은 특정와 어떤 행성의 모델 (대중으로부터 얻어 환승 행성의 반경은 케플러와 코로에 의해 발견) 측정 된 밀도를 비교에 국한된다 가정 된 구성은 다음과 같습니다. 이에 대한 최근의 훌륭한 예는 Dressing et al. (2015) . 이 논문에서 그들은 모든 저 질량 행성이 하나의 간단한 2 성분 모델 (83 % MgSiO 의 혼합물)과 일치한다고 주장한다삼그리고 17 % 철, 그러나 이것은 더 낮은 밀도를 설명하기 위해 더 많은 휘발성 원소 또는 상당한 물이 필요한 높은 질량에서 변화한다는 것입니다. 이 논문에서 취한 아래 그림은 사용 가능한 데이터를 보여 주며 최신 정보입니다. 모든 저 질량 행성 (그리고 지구와 금성)이 어떻게 같은 모델 군에 놓여질 수 있는지 주목하십시오.
저자는 이것이 모든 행성이 만들어진 것이라고 주장하지는 않지만 현재는 그러한 구성 (예 : 단독으로 만들어진 행성)과 큰 편차가없는 것으로 단순히 설명합니다. 철).
이 다이어그램에는 작은 천체 행성의 질량을 얻기가 어렵 기 때문에 비교적 적은 수의 행성이 있습니다 (호스트 별에서 행성의 당김으로 인한 도플러 편이의 탐지가 필요함).
물론 다른 모델은 다소 다른 결과를 산출합니다. 예를 들어, Wagner et al. (2012) 는 Kepler-10b와 CoRoT-7b에 대해 동일한 데이터를 사용하여이 행성들에 행성의 약 60 %를 구성하는 철심 (즉, 지구를 구성하는 것보다 훨씬 많은 철 코어)이 있다고 주장했습니다.
현재 가장 낮은 질량의 행성에 대한 데이터는 현재 제한된 양의 다양성 만 있을 수 있음을 나타냅니다 . 그러나 우리가 다루고있는 정보, 표본 크기, 질량과 반지름 만 결정된다는 사실은 너무 희박하여 확실하지 않습니다.
이론적 인 관점에서 많은 아이디어가 있습니다. 지구형 행성의 형성에 대한 기본 개념은 부모 별에 (상대적으로) 가깝게 형성되며 고온에서 원 자간 원반 밖으로 어떤 원소와 미네랄이 응축 될 수 있는지를 반영하는 구성을 갖는다는 것입니다. 이는 원형 행성 디스크에 존재하는 요소의 균형, 행성에서 디스크가 형성되는 위치, 원형 행성 디스크의 세부 구조, 냉각 방법 및 행성에서 디스크가 어떻게 이동하는지에 달려 있습니다. 놀랍게도, 이러한 조건 중 일부를 변화시킴으로써 위에서 언급 한 바와 같이 이용 가능한 증거에 의해 약간 모순되는 것처럼 보이는 다양한 구성을 가진 행성을 만들 수 있습니다.
이러한 이론적 접근법의 예는 Moriarty et al. (2014) (당신이 익숙한), 또한 Carter-Bond et al. (2012)화학적 다양성이 어떻게 발생할 수 있는지에 대한 예. Mg / Si 및 C / O 비는 형성된 행성의 최종 조성에 가장 큰 영향을 미치는 것으로 보인다. 낮은 C / O 비율은 실리케이트 및 적은 수의 탄소 운반 화합물의 형성을 선호한다; 그러나 산소보다 탄소가 더 많으면 탄소와 탄화 규소를 형성하는 것이 더 유리 해집니다 ( "탄소 행성"의 의미라고 생각합니다). 그러나 이것은 또한 행성이 형성되는 지역의 온도에 달려 있습니다. 참고로, 태양의 C / O 비율은 0.54이고 지구에서 탄소의 상대적 존재비는 (태양보다) 훨씬 낮지 만 다른 별에서 측정 된 C / O 비율은 더 높을 수 있습니다.
