霜线，或称雪线，是指距离太阳的临界距离，在此距离上水、氨、二氧化碳和甲烷等挥发性化合物能够凝结成冰。 这一热力学边界在行星的形成及其差异化组成中起到了决定性作用。
太阳系中水的霜线大约位于2.7天文单位处，但该值会随太阳光度变化而改变。 它划分了固体物质以岩石为主的区域与冰物质丰富的区域，从而影响行星的大小和组成。 霜线的位置由年轻太阳的辐射通量与分子凝结能力之间的平衡决定。
对于水而言，霜线约为170开尔文（-103摄氏度），这是水蒸气在太空真空中直接凝结成冰的温度。 这一临界温度对应原始太阳系中约3天文单位的日心距离。
霜线从根本上影响了我们太阳系的构造：
霜线并非固定不变。在太阳系历史中，其位置随太阳光度、原行星盘温度及内部动态过程而演变。在形成初期，太阳光度较低时，霜线更靠近太阳。
随着时间的推移，随着太阳光度增加和盘面气体消散，雪线向外移动，改变了水及其他挥发性化合物的凝结区域。这种迁移直接影响行星可积聚的质量以及冰体物质的分布。
这种时间演化解释了为什么一些行星和卫星尽管目前距离太阳相对较近，却含有大量冰，以及为什么冰体的分布并不均匀。
| 化合物名称 | 化合物 | 冷凝温度（K） | 与太阳的近似距离（天文单位） | 角色 |
|---|---|---|---|---|
| 水 | H2O | ~170 | 约2.7 | 气态巨行星和彗星的形成 |
| 氨 | NH3 | ~80 | ~5 | 外体冰层成分 |
| 甲烷 | CH4 | ~30 | ~10 | 存在于气态巨行星和冰卫星中 |
| 二氧化碳 | CO2 | ~70 | ~4–5 | 彗星和冰冷卫星冰层的组成成分 |
| 一氧化碳 | CO | ~20 | ~15 | 存在于彗星和外部原行星盘中 |
| 氮 | N2 | ~25 | ~15–20 | 海卫一大气层及部分彗星的主要成分 |
| 氩 | Ar | ~30 | ~20 | 外太阳系中稀有冰的痕迹 |
来源：NASA太阳系形成
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