氷線または霜線は、水、アンモニア、二酸化炭素、メタンなどの揮発性化合物が凝結して氷になる可能性がある太陽からの臨界距離を表します。 この熱力学的境界は、惑星の形成と分化した組成において決定的な役割を果たしました。
アイスラインは約2.7オーストラリア太陽系の水の値ですが、この値は太陽の明るさによって異なります。 それは、固体物質が岩石によって支配されている領域と氷が豊富になる領域を分離し、惑星の大きさと構成に影響を与えます。 氷の線の位置は、若い太陽の放射束と分子の凝縮能力とのバランスによって決まります。
水の場合、氷線は約 170 K (-103°C) に位置します。この温度は、宇宙の真空中で水蒸気が直接氷に凝縮する温度です。 この臨界温度は、原始太陽系の太陽中心距離約 3 天文単位に相当します。
氷線は太陽系の構造に根本的な影響を与えました。
アイスラインは時間の経過とともに修正されません。その位置は、太陽の明るさ、原始惑星系円盤の温度、内部の動的プロセスに応じて、太陽系の歴史を通じて進化してきました。形成の最初の段階では、太陽の明るさが弱かったため、氷の線は太陽の近くに位置していました。
時間が経つにつれて、太陽の明るさが増し、円盤からのガスが消散すると、氷の線が外側に移動し、水や他の揮発性化合物が凝縮する領域が変化しました。この移動は、惑星が蓄積できる質量と氷天体の分布に直接的な影響を及ぼしました。
この時間的進化は、特定の惑星や衛星が現在の位置が太陽に比較的近いにもかかわらず、大量の氷を含んでいる理由、および氷天体の分布が均一でない理由を説明します。
| 化合物名 | コンパウンド | 凝縮温度(K) | 太陽までのおおよその距離 (AU) | 役割 |
|---|---|---|---|---|
| 水 | H2○ | ~170 | ~2.7 | 巨大惑星と彗星の形成 |
| アンモニア | NH3 | ~80 | ~5 | 体外氷の成分 |
| メタン | CH4 | ~30 | ~10 | 巨大な惑星や氷の衛星に存在する |
| 二酸化炭素 | CO2 | ~70 | ~4～5 | 彗星や氷衛星の氷を構成する |
| 一酸化炭素 | CO | ~20 | ~15 | 彗星や原始惑星系円盤の外側に存在 |
| 窒素 | N2 | ~25 | ～15～20 | トリトンと特定の彗星の大気の主成分 |
| アルゴン | アル | ~30 | ~20 | 太陽系外縁部にある珍しい氷の痕跡 |
出典:NASA 太陽系トレーニング。
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