Actualización 05 de enero 2013

Línea de hielo en el sistema solar

¿Qué es la línea de hielo?

La línea de hielo define el límite donde las moléculas simples se condensan (dihidrógeno H2, dinitrógeno N2, cloro Cl2, agua H2O, amoniaco NH3, sulfuro de hidrógeno H2S, dióxido de carbono CO2, metano CH4, etano C2H6). Esta línea se encuentra un poco menos de 5 au (≈ 700 millones kilómetros) del Sol, mucho más allá del cinturón de asteroides y justo antes de la órbita de Júpiter. Marca la clara separación entre los planetas terrestres y los planetas gaseosos.
El evento ocurre hay 4,5 mil millones años en la vecindad de un brazo espiral de la galaxia. En un fragmento de la nebulosa de gas girando opaco, pequeños grupos se forman por acreción. Entre ellos, nuestro futuro Sol emerge cuando sus compañeros se mantienen unidos y se dispersan en la Vía Láctea. En medio del colapso todavía gaseoso, una protoestrella crece y gira en el centro de un disco perpendicular a su eje de rotación. Asistida por la fuerza de la gravedad, se contraerá y capturará 99,86% de la masa total de la nube. La temperatura central aumenta y la nube va alcanzar temperaturas de varios millones de grados kelvin. Este calentamiento del corazón hará que el inicio de reactor termonuclear. En esta fase, los protones se combinan la liberación de energía bajo el efecto de la fuerza nuclear. Es la fusión de hidrógeno en helio, que se detiene la contracción de la estrella y estabiliza su volumen.
Nuestro Sol nació!
El resto de la nebulosa gaseosa inicial, cuya composición es idéntica a la del Sol, sigue perdiendo calor. Se llega a la temperatura a la que ciertos compuestos químicos no son estables en el estado gaseoso. Por tanto, estos compuestos van condensarse, no de líquidos pero de sólidos, puesto que la presión es muy baja.
Por tanto, la nebulosa cargase de granos sólidos de polvo llamados condensados Granos de compuestos sólidos químicos y mineralógicos condensados, nacidos en las nebulosas, después lo que se llama : la secuencia de condensación. Los primeros compuestos que se condensan a 1300 º C, son óxidos ricos de titanio, aluminio y calcio. A 1050 ° C se condensan masivamente el hierro metálico y luego a 950 ° C, el primer silicato, el silicato de magnesio y de hierro. Para 800 º C, se forman silicatos de estructura más suelta, los feldespatos y el sulfuro de hierro. A temperaturas aún más bajas se condensa un silicato que contiene agua, y el agua se condensa en hielo a 0 º C.. Son estos granos que son sacudidos por la gravitación que dará a luz a los objetos más gruesos. El Sol se formó por la acreción de la materia central atrayendo para él todo el gas cerca y los planetas se forman en el disco durante los múltiples colisiones de partículas sólidas y de reliquias de materia y gas restante. Este modelo de la nebulosa girando lentamente sobre sí mismo y que se derrumba bajo el efecto de la gravedad, se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg (1688-1772), seguido en 1755 por Immanuel Kant (1724-1804) y explicado en 1796 por Pierre-Simon Laplace (1749-1827). Las órbitas planetarias son casi coplanarias (en el mismo plano), circulares, concéntricas y los planetas giran todos en la misma dirección, que también es el de la rotación del Sol sobre sí mismo.

En el disco protoplanetario, se forman los objetos de acuerdo con la abundancia de elementos químicos en la nebulosa. El hidrógeno es preponderante (≈ 75% de la masa), seguido por el helio (≈ 23%), otros elementos (≈ 2%) son todos menos abundantes que son pesados.
Cerca del Sol, por debajo de la línea de hielo eran elementos más pesados, tales como silicatos y metales. La temperatura alta no permite la condensación (pasaje del estado gaseoso al estado sólido) de moléculas ligeras tales como agua, amoniaco, hidrógeno, dióxido de carbono o sulfuro de metano. Así que en este punto del disco que se forman los pequeños objetos terrestres de baja masa (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, asteroides). Poco abundante, la materia sólida disponible ha generado sólo pequeños objetos.
Más allá de la línea de hielo, la temperatura cae por debajo de 260 K y las moléculas de agua, el amoníaco, el sulfuro de hidrógeno, el dióxido de carbono y el metano se condensan. Gracias a la contribución del hielo, la cantidad de materia sólida disponible es entonces más importante. Así que en este punto del disco se forman grandes núcleos sólidos de más de 10 masas terrestres. Estos anillos son tan masivos que han atraído los restos del gas de la nebulosa. El colapso gravitacional en los grandes núcleos, del gas circundante, principalmente hidrógeno y helio, formó los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno). En torno a estos pequeños sistemas, muchos pequeños objetos helados (satélites) fueron capaces de reagruparse. Júpiter atrajo tanto gas que finalmente llegó a 318 veces la masa terrestre. Si Saturno tiene una masa sustancialmente inferior (95 masas terrestres) es simplemente que se formó unos pocos millones de años después de Júpiter, mientras que hubo menos gas disponible.
En este proceso de condensación, el agua relativamente abundante, ha jugado un función clave como entre las moléculas simples, la molécula de agua es la primera a condensar cuando la temperatura disminuye (ver foto). La condensación del agua alrededor de 260 K, marca el límite de la "línea de hielo" que separa a los planetas terrestres de los planetas gaseosos.

N.B.: La temperatura en el cinturón de asteroides varía con la distancia desde el sol. En el borde interior del cinturón de asteroides alrededor de 2,2 UA, las partículas de polvo tienen temperaturas de aproximadamente 200 K (-73 ° C), en el borde exterior del cinturón, alrededor de 3,2 UA, las partículas de polvo tienen temperaturas de aproximadamente 165 K (-108 ° C).