Línea de escarcha (astrofísica)

En astronomía o ciencia planetaria , la línea de hielo , también conocida como línea de nieve o línea de hielo , es la distancia mínima desde la protoestrella central de una nebulosa solar donde la temperatura es lo suficientemente baja como para que compuestos volátiles como el agua , el amoníaco , el metano , el dióxido de carbono y el monóxido de carbono se condensen en granos sólidos , lo que permitirá su acreción para formar planetesimales . Más allá de la línea, los compuestos que de otro modo serían gaseosos (que son mucho más abundantes) pueden condensarse con bastante facilidad para permitir la formación de gigantes gaseosos y gigantes de hielo ; mientras que dentro de ella, solo los compuestos más pesados ​​pueden acrecionarse para formar los planetas rocosos, que suelen ser mucho más pequeños .

El término en sí se toma prestado del concepto de " línea de congelación " en la ciencia del suelo , que describe la profundidad máxima desde la superficie a la que el agua subterránea puede congelarse.

Cada sustancia volátil tiene su propia línea de congelación (por ejemplo, monóxido de carbono, ^{[ 1 ]} nitrógeno , ^{[ 2 ]} y argón ^{[ 3 ]} ), por lo que es importante especificar siempre a qué línea de congelación se hace referencia, aunque es común omitirlo, especialmente en el caso de la línea de congelación del agua. Se puede utilizar un gas trazador para materiales que de otro modo serían difíciles de detectar; por ejemplo, diazenilio para el monóxido de carbono.

En la nebulosa de la protoestrella, los distintos compuestos volátiles presentan diferentes temperaturas de condensación a diferentes presiones parciales (y, por lo tanto, diferentes densidades), de modo que sus respectivas líneas de congelación serán diferentes. La temperatura y la distancia reales de la línea de congelación del hielo de agua dependen del modelo físico utilizado para calcularla y del modelo teórico de la nebulosa solar.

• 170 K a 2,7 unidades astronómicas (UA; Hayashi, 1981) ^{[ 4 ]}
• 143 K a 3,2 UA a 150 K a 3 UA (Podolak y Zucker, 2010) ^{[ 5 ]}
• 3.1 AU (Martin y Livio, 2012) ^{[ 6 ]}
• ≈150 K para granos de tamaño μm y ≈200 K para cuerpos de tamaño km (D'Angelo y Podolak, 2015) ^{[ 7 ]}

La ubicación de la línea de congelación cambia con el tiempo, pudiendo alcanzar un radio máximo.17,4  UA para una estrella de masa solar antes de disminuir posteriormente. ^{[ 8 ]}

La posición radial del frente de condensación/evaporación varía con el tiempo, a medida que la nebulosa evoluciona. Ocasionalmente, el término línea de congelación también se utiliza para representar la distancia actual a la que el hielo de agua puede ser estable (incluso bajo la luz solar directa). Esta distancia actual de la línea de congelación es diferente de la distancia de la línea de congelación de formación , que estuvo vigente durante la formación del Sistema Solar y es aproximadamente igual a 5 UA. ^{[ 9 ]} La razón de la diferencia es que, durante la formación del Sistema Solar, la nebulosa solar era una nube opaca donde las temperaturas eran más bajas cerca del Sol, y el Sol mismo era menos energético. Después de la formación, el hielo quedó enterrado por el polvo que cayó y ha permanecido estable a unos pocos metros bajo la superficie. Si el hielo dentro de 5 UA queda expuesto, por ejemplo, por un cráter, entonces se sublima relativamente rápido. Sin embargo, si no recibe luz solar directa, el hielo puede permanecer estable en la superficie de los asteroides (y en la Luna y Mercurio) si se encuentra en cráteres polares permanentemente sombreados, donde la temperatura puede permanecer muy baja durante la edad del Sistema Solar (por ejemplo, entre 30 y 40 K en la Luna).

Las observaciones del cinturón de asteroides , situado entre Marte y Júpiter, sugieren que la línea de congelación del agua durante la formación del Sistema Solar se encontraba dentro de esta región. Los asteroides exteriores son objetos helados de clase C (p. ej., Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000), mientras que el cinturón de asteroides interior carece en gran medida de agua. Esto implica que, cuando se produjo la formación de planetesimales, la línea de congelación se encontraba a unos 2,7 UA del Sol. ^{[ 6 ]}

Por ejemplo, el planeta enano Ceres, con un semieje mayor de 2,77 UA, se encuentra casi exactamente en la estimación inferior de la línea de congelación del agua durante la formación del Sistema Solar. Ceres parece tener un manto helado e incluso podría tener un océano de agua bajo la superficie. ^{[ 10 ] [ 11 ]} Se ha detectado hielo de agua en la superficie de 24 Themis , que orbita el Sol a una distancia media de 3,1 UA. ^{[ 12 ]}

La temperatura más baja en la nebulosa más allá de la línea de congelación hace que haya muchos más granos sólidos disponibles para la acreción en planetesimales y eventualmente planetas . Por lo tanto, la línea de congelación separa los planetas terrestres de los planetas gigantes en el Sistema Solar. ^{[ 13 ]} Sin embargo, se han encontrado planetas gigantes dentro de la línea de congelación alrededor de varias otras estrellas (los llamados Júpiter calientes ). Se cree que se formaron fuera de la línea de congelación y luego migraron hacia adentro a sus posiciones actuales. ^{[ 14 ] [ 15 ]} La Tierra, que se encuentra a menos de un cuarto de la distancia a la línea de congelación pero no es un planeta gigante, tiene gravedad suficiente para evitar que el metano, el amoníaco y el vapor de agua escapen de ella. El metano y el amoníaco son raros en la atmósfera terrestre solo debido a su inestabilidad en una atmósfera rica en oxígeno que resulta de la fotosíntesis cuya bioquímica sugiere que hubo abundante metano y amoníaco en algún momento, pero por supuesto el agua líquida y el hielo , que son químicamente estables en dicha atmósfera, forman gran parte de la superficie de la Tierra.

Los investigadores Rebecca Martin y Mario Livio han propuesto que los cinturones de asteroides tienden a formarse cerca de la línea de congelación, debido a que los planetas gigantes cercanos interrumpen la formación planetaria dentro de su órbita. Al analizar la temperatura del polvo caliente encontrado alrededor de unas 90 estrellas, concluyeron que el polvo (y, por lo tanto, los posibles cinturones de asteroides) se encontraba típicamente cerca de la línea de congelación. ^{[ 16 ]} El mecanismo subyacente podría ser la inestabilidad térmica de la línea de congelación en escalas de tiempo de 1000 a 10 000 años, lo que resulta en la deposición periódica de material de polvo en anillos circunestelares relativamente estrechos. ^{[ 17 ]}

• Zona habitable circunestelar
• Hipótesis nebular
• nebulosa solar

• La estructura térmica y la ubicación de la línea de nieve en la nebulosa protosolar: modelos axisimétricos con transferencia radiativa tridimensional completa por M. Min, CP Dullemond, M. Kama, C. Dominik
• En la línea de nieve en discos protoplanetarios polvorientos por DD Sasselov y M. Lecar