La détermination par observation des abondances chimiques dans les exoplanètes en est à ses balbutiements. En termes de planètes de type terrestre , c'est-à-dire de taille inférieure à quelques rayons terrestres, les contraintes se limitent à comparer les densités mesurées (obtenues à partir des masses et des rayons des planètes en transit trouvées par Kepler et CoRoT) avec des modèles de quelles planètes avec certains la composition supposée ressemblerait. Un excellent exemple récent de cela peut être trouvé dans Dressing et al. (2015) . Dans cet article, ils affirment que toutes les planètes de faible masse sont cohérentes avec un seul modèle simple à 2 composants (un mélange de 83% MgSiO3et 17% de fer, mais que cela change à des masses plus élevées, où des éléments plus volatils ou de l'eau importante sont nécessaires pour expliquer leurs plus faibles densités. Le graphique ci-dessous, tiré de ce document, illustre les données disponibles et devrait être assez à jour. Notez comment toutes les planètes de faible masse (et la Terre et Vénus) peuvent se trouver sur la même famille de modèles.
Je ne pense pas que les auteurs prétendent que c'est exactement de cela que toutes les planètes sont faites, mais illustrant simplement qu'à l'heure actuelle, il ne semble pas y avoir de grands écarts par rapport à une telle composition (par exemple, les planètes qui sont faites uniquement de fer).
Il y a relativement peu de planètes sur ce diagramme, car il est difficile d'obtenir les masses de petites planètes en transit (il nécessite la détection du décalage doppler provoqué par l'attraction de la planète sur son étoile hôte).
Bien sûr, différents modèles donnent des résultats quelque peu différents. Par exemple, Wagner et al. (2012) ont utilisé les mêmes données pour Kepler-10b et CoRoT-7b et leurs propres modèles détaillés pour affirmer que ces planètes ont un noyau de fer qui représente environ 60% de la planète - c'est-à-dire beaucoup plus que la Terre.
À l'heure actuelle, les données pour les planètes de masse la plus faible indiquent actuellement qu'il ne pourrait y avoir qu'une quantité limitée de diversité. Mais les informations sur lesquelles nous travaillons, la taille de l'échantillon et le fait que seuls les masses et les rayons sont déterminés sont trop rares pour être sûrs.
D'un point de vue théorique, il existe de nombreuses idées. Le concept de base de la formation des planètes de type terrestre est qu'elles se forment (relativement) près de l'étoile parente et ont des compositions qui reflètent quels éléments et minéraux peuvent se condenser hors du disque protoplanétaire à des températures élevées. Cela dépend à son tour de l'équilibre des éléments qui sont présents dans le disque protoplanétaire, où se forme la planète sur le disque, de la structure détaillée du disque protoplanétaire, de son refroidissement et de la façon dont les planètes migrent dans le disque. Sans surprise, en faisant varier certaines de ces conditions, il est possible de créer des planètes avec une grande variété de compositions qui, comme je l'ai dit ci-dessus, semblent être légèrement contredites par les preuves disponibles.
Des exemples de ces approches théoriques peuvent être trouvés dans Moriarty et al. (2014) (dont vous êtes familier), mais aussi voir Carter-Bond et al. (2012)pour des exemples de la façon dont la diversité chimique pourrait se produire. Il semble que les rapports Mg / Si et C / O aient la plus grande influence sur les compositions finales des planètes formées. Un faible rapport C / O favorise la formation de silicates et moins de composés porteurs de carbone; mais s'il y a plus de carbone que d'oxygène, il devient plus favorable de former du carbone et du carbure de silicium (je suppose que c'est ce que vous entendez par "planètes de carbone"), mais cela dépend aussi de la température dans la région où la planète se forme. Pour référence, le rapport C / O solaire est de 0,54 et l'abondance relative de carbone dans la Terre est beaucoup plus faible (qu'au Soleil) mais le rapport C / O mesuré dans d'autres étoiles peut être plus élevé.
