Меркурий

Меркурий. Космические зонды, посылавшиеся к Меркурию, показали нам сильно изрытую кратерами и, по всей видимости, неактивную планету. Это неудивительно, учитывая малые размеры планеты, так как доля тепловых потерь у малых планетных тел очень велика.
Плотность Меркурия (5420 кг/м3) на 15% больше той, которая должна быть у планеты данного размера, состоящей из того же материала, что и другие планеты земной группы.

Предположения об испарении всех летучих веществ хондритового состава вплоть до щелочных полевых шпатов еще недостаточно для объяснения такой плотности; поэтому на Меркурии должно быть меньше, чем на других планетах, образующих мантию силикатов (оливинов и пироксенов) и больше богатых железом веществ, слагающих ядро. Таким образом, плотность Меркурия дает наилучшее доказательство изменчивости отношения Fe/Si в составах планет земной группы, и большинство исследователей согласны с предположением о высоком содержании металлического железа в составе Меркурия, что могло быть причиной высокой плотности этой планеты. Чтобы получить удовлетворительную модель внутреннего строения Меркурия, постулируется существование металлического ядра радиусом около 1800 км, окруженного 600-километровым слоем силикатной мантии, обогащенной тугоплавкими элементами.
Меркурий — ближайшая к Солнцу планета, и температуры предаккреционной туманности были там самыми высокими; имеющиеся данные о Меркурии служат веским доказательством в пользу неоднородной модели аккреции. Меркурий не смог бы приобрести свой нынешний состав только в результате потери летучих при аккреционном разогреве хондритового материала. Возможно, однако, что аккреция Меркурия происходила в его собственной «зоне» неоднородной туманности, где большая часть железа уже успела сконденсироваться и сразу же после этого начали формироваться магниевые силикаты (обзор имеющихся представлений.
этих трех планет. Исходя из данных по всем планетам, можно заключить, что в Солнечной туманности было как минимум три зоны, выделяемые по последовательно более низкотемпературным конденсатам в направлении от центра. Помимо «хондритовой зоны», где температуры во время образования Земли были, вероятно, около 100°С , имелась внутренняя, высокотемпературная зона, в которой произошла аккреция Меркурия, и внешняя, низкотемпературная зона (< 0°С), из вещества которой сформировались почти все внешние планеты. Согласно этой модели, аккреция Земли развивалась в средней зоне посредством физических процессов,  В ходе преобразований, наша планета нагрелась, потеряла летучие компоненты и образовала металлическое ядро.
Теперь наше внимание будет сфокусировано на Земле, и в последующих главах мы рассмотрим более детально физику и химию ядра, мантии и коры.

Сведения, полученные при химическом изучении поверхностных пород, сейсмические данные, значения плотности и момента инерции — все это подтверждает предположение о том, что Земля, Венера и Марс имеют сходный хондритовый валовой состав и различаются только содержанием летучих элементов, особенно кислорода, которое возрастает с уменьшением размеров планеты. Это позволяет считать, в согласии с однородной моделью, что степень испарения летучих является функцией размера планеты и определяется повышением температуры в ходе аккреции: температура повышается вследствие превращения энергии ударов в тепло и (или) из-за радиоактивного распада короткоживущих изотопов. Эти процессы имеют наибольшее значение для крупных планет, таких, как Земля. В этом случае можно считать, что образование ядра Земли произошло чрезвычайно быстро на раннем этапе ее истории.
Поскольку Меркурий состоит, вероятно, из более тугоплавкого вещества с большим содержанием железа, а внешние планеты содержат больше летучих (Н, С, N, О), чем «хондритовые» планеты, предполагается, что в Солнечной туманности перед началом аккреции планет существовали по меньшей мере три химически различные зоны сконденсировавшихся зерен. Земля образовалась в средней зона из конденсатов, возникавших примерно при 100°С; в дальнейшем она, как описано выше, нагрелась и стала химически расслоенной.