Вам нужен холодный диск.

Ртуть является примером летучего вещества , что для наших целей означает, что она существует в твердом состоянии только при очень низких температурах. Один тезис ( Funk (2015) ) классифицирует его как «умеренно летучий» (таблица 1.1), также отмечая, что его температура конденсации 50% ,$T_{c}$¹ , меньше, чем у серы. На самом деле это около 250 К. Это очень, очень, очень мало. Графическое сравнение см. на рис. 2 в Albarede (2009) .

Поэтому содержание Меркурия в центре протопланетного диска было очень низким ( Эволюция Земли и ее климата , стр. 64). Дело в том, что именно там формируются планеты земной группы — внутри линии замерзания (хотя внутри линии замерзания должны быть области, где ртуть все еще может конденсироваться). Конечно, там есть некоторое количество ртути — в конце концов, она есть у нас на Земле, и часть ее, вероятно, образовалась вместе с планетой, — но ее недостаточно для создания всего планетарного ядра.

Поэтому вам нужен действительно холодный планетарный диск. HL Tauri представляется возможным. Карраско-Гонсалес и др. (2016) нашли температуру$\sim70\text{-}140\text{ K}$в 10 а.е. Учитывая, что температуры в дисках примерно подчиняются степенному закону ²

$$T(r)=T(r_o)\left(\frac{r}{r_o}\right)^{-q}$$ и$q=0.5\text{-}0.6$, то если мы возьмем нижнюю границу температуры, то найдем, что$T(1\text{ AU})$, например, может быть$221\text{ K}$, который, казалось бы, работает. Ртути еще может не хватить для образования целого ядра, но надеяться можно.

---

¹ $T_c$температура, при которой конденсируется 50 % всей ртути.
² В общем, диски вокруг солнцеподобных звезд подчиняются степенному закону

$$T(r)\propto\left(\frac{r}{1\text{ AU}}\right)^{-q}\left(\frac{M_*}{M_{\odot}}\right)$$ где$M_*$масса звезды и$q>0$. Константа пропорциональности, вероятно, находится где-то в диапазоне$200\text{-}300\text{ K}$; эти слайды дают это как$280\text{ K}$.