Línea de escarcha (astrofísica)

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En astronomía o ciencia planetaria, la línea de escarcha, también conocida como línea de nieve o línea de hielo, es la distancia mínima desde la protoestrella central de una nebulosa solar donde la temperatura es lo suficientemente baja como para que los compuestos volátiles como el agua, el amoníaco, el metano, el dióxido de carbono y el monóxido de carbono se condensen en granos sólidos, lo que permitirá su acumulación en planetesimales. Más allá de la línea, los compuestos gaseosos (que son mucho más abundantes) pueden condensarse con bastante facilidad para permitir la formación de gigantes gaseosos y de hielo; mientras que dentro de ella, solo los compuestos más pesados pueden acumularse para formar los planetas rocosos, que suelen ser mucho más pequeños.

El término en sí proviene de la noción de "línea de congelación" en la ciencia del suelo, que describe la profundidad máxima desde la superficie a la que el agua subterránea puede congelarse.

Cada sustancia volátil tiene su propia línea de congelación (por ejemplo, monóxido de carbono, nitrógeno y argón), por lo que es importante especificar siempre la línea de congelación de qué material se hace referencia, aunque la omisión es común, especialmente en el caso de la línea de congelación del agua. Se puede utilizar un gas trazador para materiales que de otro modo serían difíciles de detectar; por ejemplo, diazenilio para el monóxido de carbono.

Ubicación

Los distintos compuestos volátiles tienen distintas temperaturas de condensación a distintas presiones parciales (y, por lo tanto, distintas densidades) en la nebulosa protoestrella, por lo que sus respectivas líneas de escarcha serán diferentes. La temperatura y la distancia reales de la línea de nieve del hielo de agua dependen del modelo físico utilizado para calcularla y del modelo teórico de la nebulosa solar:

  • 170 K a 2,7 UA (Hayashi, 1981)
  • 143 K a 3,2 AU a 150 K a 3 AU (Podolak y Zucker, 2010)
  • 3.1 UA (Martin y Livio, 2012)
  • ≈150 K para granos de tamaño μm y ♥200 K para cuerpos de tamaño km (D'Angelo y Podolak, 2015)

La ubicación de la línea de congelación cambia con el tiempo y puede alcanzar un radio máximo de 17,4 UA para una estrella con masa solar, antes de disminuir a partir de entonces.

Línea de nieve actual versus línea de nieve de formación

La posición radial del frente de condensación/evaporación varía con el tiempo, a medida que la nebulosa evoluciona. En ocasiones, también se utiliza el término línea de nieve para representar la distancia actual a la que el hielo de agua puede ser estable (incluso bajo la luz solar directa). Esta distancia de la línea de nieve actual es diferente de la distancia de la línea de nieve de formación durante la formación del Sistema Solar, y equivale aproximadamente a 5 UA. La razón de la diferencia es que durante la formación del Sistema Solar, la nebulosa solar era una nube opaca donde las temperaturas eran más bajas cerca del Sol, y el propio Sol era menos energético. Después de la formación, el hielo quedó enterrado por el polvo que caía y se ha mantenido estable a unos pocos metros por debajo de la superficie. Si el hielo a 5 UA queda expuesto, por ejemplo por un cráter, entonces se sublima en escalas de tiempo cortas. Sin embargo, fuera de la luz solar directa, el hielo puede permanecer estable en la superficie de los asteroides (y de la Luna y Mercurio) si se encuentra en cráteres polares permanentemente sombreados, donde la temperatura puede permanecer muy baja a lo largo de la vida del Sistema Solar (por ejemplo, 30–40 K en la Luna).

Las observaciones del cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter, sugieren que la línea de nieve y agua durante la formación del Sistema Solar se encontraba en esta región. Los asteroides exteriores son objetos helados de clase C (p. ej., Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000), mientras que el cinturón de asteroides interior está prácticamente desprovisto de agua. Esto implica que cuando se produjo la formación de planetesimales, la línea de nieve se encontraba a unas 2,7 UA del Sol.

Por ejemplo, el planeta enano Ceres, con un semieje mayor de 2,77 UA, se encuentra casi exactamente en la línea de nieve de agua estimada más baja durante la formación del Sistema Solar. Ceres parece tener un manto helado e incluso puede tener un océano de agua debajo de la superficie.

Formación planetaria

La temperatura más baja en la nebulosa más allá de la línea de escarcha hace que muchos más granos sólidos estén disponibles para la acreción en planetesimales y, finalmente, planetas. Por lo tanto, la línea de escarcha separa los planetas terrestres de los planetas gigantes en el Sistema Solar. Sin embargo, se han encontrado planetas gigantes dentro de la línea de escarcha alrededor de varias otras estrellas (los llamados Júpiter calientes). Se cree que se formaron fuera de la línea de escarcha y luego migraron hacia el interior hasta sus posiciones actuales. La Tierra, que se encuentra a menos de una cuarta parte de la distancia de la línea de escarcha pero no es un planeta gigante, tiene la gravitación adecuada para evitar que el metano, el amoníaco y el vapor de agua escapen de ella. El metano y el amoníaco son raros en la atmósfera de la Tierra solo debido a su inestabilidad en una atmósfera rica en oxígeno que resulta de formas de vida (principalmente plantas verdes) cuya bioquímica sugiere una abundancia de metano y amoníaco en algún momento, pero, por supuesto, el agua líquida y el hielo, que son químicamente estables en una atmósfera de este tipo, forman gran parte de la superficie de la Tierra.

Los investigadores Rebecca Martin y Mario Livio han propuesto que los cinturones de asteroides pueden tender a formarse en las proximidades de la línea de hielo, debido a que los planetas gigantes cercanos interrumpen la formación de planetas dentro de su órbita. Al analizar la temperatura del polvo cálido encontrado alrededor de unas 90 estrellas, concluyeron que el polvo (y, por lo tanto, los posibles cinturones de asteroides) se encontraban típicamente cerca de la línea de hielo. El mecanismo subyacente puede ser la inestabilidad térmica de la línea de nieve en escalas de tiempo de 1.000 a 10.000 años, lo que resulta en la deposición periódica de material de polvo en anillos circunestelares relativamente estrechos.

Véase también

  • Zona habitable Círmica
  • Hipótesis nebular
  • Cinturones de sistema solar
  • nebulosa solar

Referencias

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  • La estructura térmica y la ubicación de la línea de nieve en la nebulosa protosolar: modelos axisimétricos con transferencia radiativa 3-D completa por M. Min, C.P. Dullemond, M. Kama, C. Dominik
  • En la Línea de Nieve en los Discos Protoplanetarios Dusty por D. D. Sasselov y M. Lecar
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