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冻结线 (天文学)

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冻结线也称为霜线（英语：frost line）、雪线（snow line）或冰线（ice line），在天文学或行星科学中指原行星盘中距离中心原恒星足够远、能让温度足够冷以便易挥发物（如氢、氦、水、氨、甲烷、二氧化碳和一氧化碳等）凝结成固体颗粒并吸积成微行星的最短距离。在冻结线之内，只有通常为固态的较重物质能够产生吸积，因此只能形成岩石行星；在冻结线之外，通常为气态的大量物质也可以产生吸积，因此除了岩石行星外还可以形成体积庞大的巨行星（比如主要成分为氢、氦的气态巨行星，和主要成分为水、甲烷和氨的冰巨行星）。

不同的挥发性物质在原恒星星云不同部分的压力（因此密度不同）下具有不同的凝结温度，因此它们各自的冻结线位置会有所不同。冻结线的实际距离和温度取决于用于计算水冰的物理模型和太阳星云模型的模型：

  • 在2.7AU的温度为170 K（Hayashi，1981）[1]。
  • 在3AU的温度为150K，3.2AU为143K（Podolak和Zucker，2010）[2]。
  • 3.1 AU（Martin and Livio，2012）[3]。
  • ≈150 K for μm大小的颗粒约在〜150K，Km大小的天体约在〜200K（D'Angelo和Podolak，2015）[4]。

随著星云的演化，凝结/蒸发的前缘位置也会随时间而变化。

有时，雪线一词也用于表示在目前即使在阳光照射下，水冰依然可以稳定存在的距离。在太阳系形成期间，雪线的距离与现在的距离不同，大约等于5AU[5]。造成这整差异的原因是在太阳系形成期间，太阳星云是不透明的云，外侧温度会比邻近太阳的区域低[来源请求]，而且太阳本身辐射的能量也比现在低。形成后，行星上的冰层被落尘掩埋，在地表下几米处保持稳定。但如果5AU内的冰暴露在一个陨石坑中，那么它在阳光下会在短时间内就升华。然而，在阳光直射的情况下，如果小行星（包括月球和水星）表面的冰位于极地陨石坑中的永久阴影区内，那么这些冰仍然可以稳定的保持固态。在太阳系的整个生命期间，这些陨石坑内的温度可能都会非常低。例如，月球上的温度约为30-40K。

对位于火星和木星之间的小行星带进行的观测表明，太阳系形成期间的雪线位于这一区域内。外层小行星是冰冷的C型小行星（如Abe等人2000年；Morbidelli等人2000年），而内层小行星基本上没有水。这意味著，当行星形成时，雪线位于距太阳约2.7AU处。

例如，半长轴为2.77AU的谷神星（矮行星），几乎完全位于太阳系形成过程中对雪线的较低估计值上。谷神星似乎有一个冰冷的地涵，甚至地表下可能有一个海洋[6][7]。

每种挥发性物质，例如一氧化碳[8]和氮[9]，都有自己的雪线。因此，指出是哪种物质的雪线，至始至终都是很重要的。示踪气体可用于难以检测的物质，例如用于一氧化碳的二氮基（英语：Diazenylium）。

在星云雪线之外的区域，较低的温度使得更多的固体颗粒可供吸积进入微行星，最终成为行星。因此，冻结线将类地行星与太阳系中的巨行星（类木行星）分开[10]。 然而，在许多其它的恒星系统的冻结线内侧，发现了许多巨大的行星：热木星。它们被认为是在冻结线外形成，然后向内迁徙，移动到它们现在的位置[11][12]。 地球与太阳的距离不到冻结线的四分之一，也不是一颗巨行星，但它有足够的引力来封锁甲烷、氨和水蒸气，使它们不能逃逸。甲烷和氨在地球大气中是稀有的，只因为它们在富氧的大气中不稳定。源于生命形式 (主要是绿色植物)的生物化学表明，地球大气曾经有丰富的甲烷和氨，而液态水和冰在目前的大气中的化学性质是稳定的，因而形成与覆盖地球表面的大部分。

研究人员丽贝卡·马丁（Rebecca Martin）和马里奥·利维奥（英语：Mario Livio）提出，小行星可能是因为受到附近的巨型行星扰动，而不能凝聚成为行星，才在冻结线附近形成小行星带。通过分析大约90颗恒星周围发现的暖尘埃的温度，他们得出结论：尘埃（可能是小行星带）通常是在靠近冻结线的地方发现的[13]。 其潜在的机制可能是冻结线在1,000至10,000年时间尺度上的热不稳定性，导致尘埃物质在相对狭窄的星周环中周期性的沉积[14]。

这个术语借用了土壤科学中“冻线”的概念。

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参考资料

  1. ^ Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi. （原始内容存档于2015-02-19）. 
  2. ^ Podolak, M.; Zucker, S. A note on the snow line in protostellar accretion disks by M. PODOLAK and S. ZUCKER, 2010. Meteoritics & Planetary Science. 2004, 39 (11): 1859. Bibcode:2004M&PS...39.1859P. S2CID 55193644. doi:10.1111/j.1945-5100.2004.tb00081.x 可免费查阅. 
  3. ^ Martin, Rebecca G.; Livio, Mario. On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G. Martin, Mario Livio (STScI). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 2012, 425 (1): L6. Bibcode:2012MNRAS.425L...6M. arXiv:1207.4284 可免费查阅. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01290.x. 
  4. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks. The Astrophysical Journal. 2015, 806 (1): 29pp. Bibcode:2015ApJ...806..203D. arXiv:1504.04364 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  5. ^ Jewitt, D.; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D. Water in the Small Bodies of the Solar System (PDF). Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (编). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. 2007: 863–878 [2018-12-03]. ISBN 978-0-8165-2654-3. （原始内容存档 (PDF)于2017-08-10）. 
  6. ^ McCord, T. B.; Sotin, C. Ceres: Evolution and current state. Journal of Geophysical Research: Planets. 2005-05-21, 110 (E5): E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. doi:10.1029/2004JE002244 可免费查阅. 
  7. ^ O'Brien, D. P.; Travis, B. J.; Feldman, W. C.; Sykes, M. V.; Schenk, P. M.; Marchi, S.; Russell, C. T.; Raymond, C. A. The Potential for Volcanism on Ceres due to Crustal Thickening and Pressurization of a Subsurface Ocean (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference: 2831. March 2015 [1 March 2015]. （原始内容存档 (PDF)于2016-11-05）. 
  8. ^ Qi, Chunhua; Oberg, Karin I.; Wilner, David J.; d'Alessio, Paola; Bergin, Edwin; Andrews, Sean M.; Blake, Geoffrey A.; Hogerheijde, Michiel R.; van Dishoeck, Ewine F. Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi, Karin I. Oberg, et al. Science. 2013, 341 (6146): 630–2. Bibcode:2013Sci...341..630Q. PMID 23868917. arXiv:1307.7439 可免费查阅. doi:10.1126/science.1239560. 
  9. ^ Dartois, E.; Engrand, C.; Brunetto, R.; Duprat, J.; Pino, T.; Quirico, E.; Remusat, L.; Bardin, N.; Briani, G.; Mostefaoui, S.; Morinaud, G.; Crane, B.; Szwec, N.; Delauche, L.; Jamme, F.; Sandt, Ch.; Dumas, P. UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites, probing the Solar System beyond the nitrogen snow-line by E. Dartois, et al. Icarus. 2013, 224 (1): 243–252. Bibcode:2013Icar..224..243D. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.002. 
  10. ^ Kaufmann, William J. Discovering the Universe需要免费注册. W.H. Freeman and Company. 1987: 94. ISBN 978-0-7167-1784-3. 
  11. ^ Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C.
  12. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. Giant Planet Formation. Seager, Sara (编). Exoplanets. University of Arizona Press. December 2010: 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. arXiv:1006.5486 可免费查阅. 
  13. ^ Asteroid Belts of Just the Right Size are Friendly to Life. Nasa. 1 November 2012 [3 November 2012]. （原始内容存档于2020-11-12）. 
  14. ^ Owen, James E. Snow-lines can be thermally unstable. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2020, 495 (3): 3160–3174. arXiv:2005.03665 可免费查阅. doi:10.1093/mnras/staa1309. 

外部链接

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