A linha do gelo, ou linha de geada, representa a distância crítica a partir do Sol onde compostos voláteis como água, amônia, dióxido de carbono e metano podem se condensar em gelo. Esta fronteira termodinâmica desempenhou um papel determinante na formação e composição diferenciada dos planetas.
A linha do gelo situa-se aproximadamente a 2,7 UA para a água no Sistema Solar, mas este valor varia conforme a luminosidade do Sol. Ela separa as zonas onde a matéria sólida é dominada por rochas daquelas onde o gelo se torna abundante, influenciando o tamanho e a composição dos planetas. A posição da linha do gelo é determinada pelo equilíbrio entre o fluxo radiante do jovem Sol e a capacidade das moléculas de se condensarem.
Para a água, a linha do gelo situa-se em torno de 170 K (-103°C), temperatura na qual o vapor de água se condensa diretamente em gelo no vácuo espacial. Esta temperatura crítica corresponde a uma distância heliocêntrica de cerca de 3 UA no Sistema Solar primordial.
A linha do gelo influenciou fundamentalmente a arquitetura do nosso Sistema Solar:
A linha do gelo não é fixa ao longo do tempo. Sua posição evoluiu ao longo da história do Sistema Solar em função da luminosidade solar, da temperatura do disco protoplanetário e dos processos dinâmicos internos. Durante as primeiras fases de formação, quando o Sol era menos luminoso, a linha do gelo situava-se mais próxima do Sol.
Com o tempo, com o aumento da luminosidade solar e a dissipação do gás do disco, a linha do gelo deslocou-se para o exterior, modificando a zona de condensação da água e de outros compostos voláteis. Esta migração teve um impacto direto na massa acumulável pelos planetas e na distribuição dos corpos gelados.
Esta evolução temporal explica por que alguns planetas e satélites contêm grandes quantidades de gelo apesar de sua posição atual relativamente próxima do Sol, e por que a distribuição dos corpos gelados não é uniforme.
Nome do composto | Composto | Temperatura de condensação (K) | Distância aproximada do Sol (UA) | Papel |
---|---|---|---|---|
Água | H2O | ~170 | ~2,7 | Formação de planetas gigantes e cometas |
Amônia | NH3 | ~80 | ~5 | Componente dos gelos dos corpos externos |
Metano | CH4 | ~30 | ~10 | Presente em planetas gigantes e satélites gelados |
Dióxido de carbono | CO2 | ~70 | ~4–5 | Constituinte dos gelos de cometas e satélites gelados |
Monóxido de carbono | CO | ~20 | ~15 | Presente em cometas e no disco protoplanetário externo |
Nitrogênio | N2 | ~25 | ~15–20 | Principal constituinte da atmosfera de Tritão e alguns cometas |
Argônio | Ar | ~30 | ~20 | Traço de gelos raros no Sistema Solar externo |
Fontes: NASA Solar System Formation.
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