La ligne des glaces, ou ligne de gel, représente la distance critique à partir du Soleil où les composés volatils tels que l'eau, l'ammoniac, le dioxyde de carbone et le méthane peuvent se condenser en glace. Cette frontière thermodynamique a joué un rôle déterminant dans la formation et la composition différenciée des planètes.
La ligne des glaces se situe approximativement à 2,7 UA pour l'eau dans le Système Solaire, mais cette valeur varie selon la luminosité du Soleil. Elle sépare les zones où la matière solide est dominée par des roches et celles où la glace devient abondante, influençant la taille et la composition des planètes. La position de la ligne des glaces est déterminée par l'équilibre entre le flux radiant du jeune Soleil et la capacité des molécules à se condenser.
Pour l'eau, la ligne des glaces se situe vers 170 K (-103°C), température à laquelle la vapeur d'eau se condense directement en glace dans le vide spatial. Cette température critique correspond à une distance héliocentrique d'environ 3 UA dans le système solaire primordial.
La ligne des glaces a fondamentalement influencé l'architecture de notre système solaire :
La ligne des glaces n’est pas fixe dans le temps. Sa position a évolué au cours de l’histoire du Système Solaire en fonction de la luminosité solaire, de la température du disque protoplanétaire et des processus dynamiques internes. Durant les premières phases de formation, le Soleil étant moins lumineux, la ligne des glaces se situait plus proche du Soleil.
Au fil du temps, avec l'augmentation de la luminosité solaire et la dissipation du gaz du disque, la ligne des glaces s'est déplacée vers l'extérieur, modifiant la zone de condensation de l'eau et des autres composés volatils. Cette migration a eu un impact direct sur la masse accumulable par les planètes et sur la distribution des corps glacés.
Cette évolution temporelle explique pourquoi certaines planètes et satellites contiennent de grandes quantités de glace malgré leur position actuelle relativement proche du Soleil, et pourquoi la répartition des corps glacés n’est pas uniforme.
Nom du composé | Composé | Température de condensation (K) | Distance approximative au Soleil (UA) | Rôle |
---|---|---|---|---|
Eau | H2O | ~170 | ~2,7 | Formation des planètes géantes et des comètes |
Ammoniac | NH3 | ~80 | ~5 | Composant des glaces des corps externes |
Méthane | CH4 | ~30 | ~10 | Présent dans les planètes géantes et satellites glacés |
Dioxyde de carbone | CO2 | ~70 | ~4–5 | Constituant des glaces de comètes et satellites glacés |
Monoxyde de carbone | CO | ~20 | ~15 | Présent dans les comètes et le disque protoplanétaire externe |
Azote | N2 | ~25 | ~15–20 | Principal constituant de l’atmosphère de Triton et certaines comètes |
Argon | Ar | ~30 | ~20 | Trace des glaces rares dans le Système Solaire externe |
Sources : NASA Solar System Formation.
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