zielt, basierend auf numerischen Berechnungen unter Zuhilfenahme von Labordaten physikalischer Materialeigenschaften, auf eine verbesserte Kenntnis von Ursprung, Entwicklung und gegenwärtigem Zustand des betreffenden planetaren Körpers ab. Die resultierenden radialen Profile der Dichte und weiterer Materialeigenschaften können mit Hilfe geophysikalischer und kosmochemischer Hinweise auf die Zusammensetzungen von Kruste, Mantel und Kern weiter eingeschränkt werden. Für terrestrische Exoplaneten müssen die numerischen Modelle mit den von Bodenbeobachtungen und Weltraum-Missionen gemessen Massen und Radien konsistent sein. Solche Modelle werden dazu benutzt, Masse-Radius-Beziehungen für Exoplaneten zu berechnen. Dabei werden verschiedenste mineralogische Zusammensetzungen angenommen, um einen Einblick in den inneren Aufbau und mögliche Masseverteilungen dieser Planeten zu gewinnen. Für ein besseres Verständnis globaler planetarer Prozesse, welche zur Entwicklung eines Planeten führen und ihn lebensfreundlich machen, wird es außerdem erforderlich sein, schlüssige Skalierungsgesetze für physikalische und chemische Eigenschaften zu gewinnen.
Masse-Radius-Beziehungen fester Exoplanten mit Massen zwischen 1 und 17.5 Erdmassen.Die durchgezogenen Linien repräsentieren chemisch homogene, selbst-komprimierbare Kugeln aus Wassereis (blau), Silikat (grün) und Eisen (rot). Die gestrichelte grüne und rote Linie repräsentiert jeweils terrestrische Planeten mit folgender Zusammensetzung: Für erdähnliche Planeten (grün gestrichelt) aus 32.6 Gew.% Eisen im Kern und 67.4 Gew.% Silikat im Mantel sowie für merkurähnliche Planeten (rot gestrichelt) aus 70 Gew.% Eisen im Kern und 30 Gew.% Silikat im Mantel. Die gestrichelte blaue Linie zeigt den Fall eines Ozean-Planeten bestehend aus 45 Gew.% Hochdruck-Eis, 48,5 Gew.% Silikat und 6,5 Gew.% Eisen (vgl. Jupitermond Ganymed). Die farbigen Kreuze kennzeichnen mögliche Masse-Radius Kombinationen bereits detektierter Exoplaneten innerhalb ihre Beobachtungsungenauigkeiten. Quelle: F.W. Wagner et al. (2011), Icarus 214, 366-376.