3y 17% de hierro, pero que esto cambia en las masas más altas, donde se necesitan más elementos volátiles o agua significativa para explicar sus densidades más bajas. La siguiente gráfica, tomada de ese documento, ilustra los datos disponibles y debería estar bastante actualizada. Observe cómo todos los planetas de baja masa (y la Tierra y Venus) pueden estar en la misma familia de modelos.
No creo que los autores afirmen que esto es exactamente de lo que están hechos todos los planetas, sino que simplemente ilustran que en la actualidad no parece haber grandes desviaciones de dicha composición (por ejemplo, planetas que están hechos únicamente de hierro).
Hay relativamente pocos planetas en este diagrama, porque es difícil obtener las masas de los pequeños planetas en tránsito (requiere la detección del desplazamiento Doppler causado por la atracción del planeta en su estrella anfitriona).
Por supuesto, diferentes modelos producen resultados algo diferentes. Por ejemplo, Wagner et al. (2012) utilizaron los mismos datos para Kepler-10b y CoRoT-7b y sus propios modelos detallados para argumentar que estos planetas tienen un núcleo de hierro que constituye aproximadamente el 60% del planeta, es decir, mucho más que la Tierra.
Por el momento, los datos de los planetas de masa más baja indican actualmente que solo podría haber una cantidad limitada de diversidad. Pero la información con la que estamos trabajando, el tamaño de la muestra y el hecho de que solo se determinan las masas y los radios son demasiado escasos para estar seguros.
Desde un punto de vista teórico hay muchas ideas. El concepto básico sobre la formación de los planetas de tipo terrestre es que se forman (relativamente) cerca de la estrella madre y tienen composiciones que reflejan qué elementos y minerales pueden condensarse del disco protoplanetario a altas temperaturas. Esto a su vez depende del equilibrio de elementos que están presentes en el disco protoplanetario, donde en el disco se forma el planeta, la estructura detallada del disco protoplanetario, cómo se enfría y cómo los planetas migran en el disco. Como era de esperar, al variar algunas de estas condiciones, es posible crear planetas con una amplia variedad de composiciones, lo cual, como dije anteriormente, parece estar ligeramente contradecido por la evidencia disponible.
Se pueden encontrar ejemplos de estos enfoques teóricos en Moriarty et al. (2014) (del cual está familiarizado), pero también vea Carter-Bond et al. (2012)para ejemplos de cómo podría surgir la diversidad química. Parece que las relaciones Mg / Si y C / O tienen la mayor influencia en las composiciones finales de los planetas formados. Una baja relación C / O favorece la formación de silicatos y menos compuestos portadores de carbono; pero si hay más carbono que oxígeno, entonces se vuelve más favorable formar carbono y carburo de silicio (supongo que esto es lo que quiere decir con "planetas de carbono"), pero esto también depende de la temperatura en la región donde se forma el planeta. Como referencia, la relación C / O solar es 0.54 y la abundancia relativa de carbono en la Tierra es mucho más baja (que en el Sol), pero la relación C / O medida en otras estrellas puede ser más alta.
