Muodostumisen mallinnus Aurinkokunta on suurelta osin onnistunut menetelmä. Sen ansiosta tiedemiehet onnistuvat toistamaan kaikkien tärkeimpien planeettojen sijainnit ja niiden kiertorataparametrit. Mutta nykyaikaisilla simulaatioilla on vaikeuksia määrittää oikein aurinkokunnan muodostavien neljän planeetan massa. Tämä pätee erityisesti Mercuryyn.
Uudessa tutkimusta tähtitieteilijät ehdottavat, että meidän on kiinnitettävä enemmän huomiota jättiläisplaneettoihin ymmärtääksemme pienempien planeettojen kehitystä. Kaikista aurinkokunnan kivisistä sisäplaneetoista Merkurius on oudoin. Sen massa ei ole vain pienin, vaan sillä on myös suurin ydin verrattuna koko planeetan kokoon. Tämä itsessään muodostaa vakavan ongelman planeettojen muodostumisen mallintamisessa, sillä näin suuren ytimen rakentaminen on vaikeaa ilman, että sen mukana luodaan oikeankokoista planeettaa.
Äskettäin tähtitieteilijöiden ryhmä tutki useita tapoja selittää Merkuriuksen outoja ominaisuuksia käyttämällä aurinkokunnan muodostumisen simulaatioita. Olemassaolon ensimmäisinä päivinä Aurinkokunta siistin planeettirivin sijasta meillä oli protoplanetaarinen kaasu- ja pölylevy. Tällä levyllä oli kymmeniä planetesimaalit, joka ajan myötä törmäsi, sulautui ja suureni, muuttuen tuntemiksemme planeetoiksi.
Tähtitieteilijät uskovat, että protoplaneetan levyn sisäreuna oli luultavasti suhteellisen huono materiaali. Lisäksi jättiläisplaneetat eivät muodostuneet kiertoradoille, joilla ne ovat nyt. Sen sijaan he muuttivat paikoista, joissa he alun perin muodostuivat, nykyisiin asemiinsa. Liikkuessaan jättimäiset planeetat aiheuttivat sisäisen levyn epävakautta, mikä saattoi johtaa vielä suuremman aineen menettämiseen.
Mielenkiintoista myös:
Yhdistämällä nämä ideat tähtitieteilijät pystyivät rakentamaan historian Merkuriuksen muodostumisesta. Aluksi protoplaneetan sisälevy sisälsi monia planetesimaaleja, mutta kun jättimäiset planeetat liikkuivat ja vaelsivat, ne veivät mukanaan paljon materiaalia rakentaakseen. Loput planetesimaaleista törmäsivät toisiinsa, minkä jälkeen monet raskasmetallit putosivat planeetan sisäosaan. Näin muodostui Merkuriuksen suuri ydin.
Vaikka mallit pystyivät korjaamaan planeetan ytimen koon, simulaatiot eivät silti pystyneet määrittämään sen kokonaismassaa oikein. Simulaatioilla oli taipumus luoda Merkurius, joka oli kahdesta neljään kertaa massiivisempi kuin se todellisuudessa on. Kysymys siitä, kuinka Merkurius syntyi, on myös avoin. Tähtitieteilijät epäilevät, että meidän on tutkittava protoplanetaarisen kiekon kemiallisia ominaisuuksia tarkemmin ja keskityttävä erityisesti siihen, kuinka pölyrakeet voivat yhdistyä ja pysyä yhdessä Merkuriuksen kiertoradan voimakkaassa säteilyympäristössä.
Mielenkiintoista myös: