系外惑星の化学的存在量の観測的決定はまだ初期段階です。地球型惑星、つまり数個の地球半径より小さいサイズのものに関しては、制約は、測定された密度（ケプラーとCoRoTによって発見された通過する惑星の質量と半径から得られる）と特定の惑星のモデルとの比較に限定されます想定される構図は次のようになります。これに関する優れた最近の例は、Dressing et al。（2015）。この論文では、すべての低質量惑星が単一の単純な2成分モデル（MgSiO 3317％の鉄、しかしこれはより高い質量で変化し、より低い密度を説明するためにより多くの揮発性元素またはかなりの水が必要である。その論文から取られた以下のプロットは、利用可能なデータを示しており、非常に最新のものでなければなりません。すべての低質量惑星（および地球と金星）がどのように同じモデルファミリーに属することができるかに注意してください。
著者は、これがまさにすべての惑星が作られたものであると主張しているとは思わないが、現時点では、そのような構成から大きな逸脱がないように単純に説明している（例えば、単独で作られた惑星鉄の）。
この図には、小さな通過する惑星の質量を取得するのが難しいため、この図には比較的少ない惑星があります（ホスト星の惑星の引っ張りによって引き起こされるドップラーシフトの検出が必要です）。
もちろん、モデルが異なれば結果も多少異なります。例えば、ワグナー等。（2012） Kepler-10bとCoRoT-7bの同じデータと独自の詳細モデルを使用して、これらの惑星には惑星の約60％を構成する鉄のコアがあると主張しています。
現時点では、現在、最小質量の惑星のデータは、限られた量の多様性しか存在できないことを示しています。しかし、私たちが扱っている情報、サンプルサイズ、および質量と半径のみが決定されるという事実は、あまりにもまばらであり、確実ではありません。
理論的な観点からは、多くのアイデアがあります。地球型惑星の形成に関する基本的な概念は、（比較的）親星の近くに形成され、高温で原始惑星系円盤から凝縮できる元素や鉱物を反映した組成を持つことです。これは、原始惑星系円盤に存在する元素のバランス、円盤のどこで惑星が形成されるか、原始惑星系円盤の詳細な構造、どのように冷却され、どのように惑星が円盤内を移動するかに依存します。当然のことながら、これらの条件のいくつかを変えることにより、上で述べたように、入手可能な証拠とはやや矛盾しているように見える多種多様な組成の惑星を作成することができます。
これらの理論的アプローチの例は、Moriarty et al。（2014）（おなじみですが）、Carter-Bond et alも参照してください。（2012）化学的多様性がどのように生じるかの例。Mg / SiおよびC / O比は、形成された惑星の最終組成に最大の影響を与えるようです。C / O比が低いと、ケイ酸塩が形成され、炭素を運ぶ化合物が少なくなります。しかし、酸素よりも炭素の方が多い場合、炭素と炭化ケイ素を形成する方が有利になります（これは「炭素惑星」の意味です）、これは惑星が形成される領域の温度にも依存します。参考までに、太陽のC / O比は0.54であり、地球の炭素の相対存在量は（太陽よりも）はるかに低くなりますが、他の星で測定されたC / O比は高くなります。
