Линия Мороза (астрофизика) - Frost line (astrophysics) - Wikipedia

В астрономия или же планетология, то линия мороза, также известный как снежная линия или же линия льда, - конкретное расстояние в солнечная туманность от центрального протозвезда где достаточно холодно для летучий такие соединения, как воды, аммиак, метан, углекислый газ, и монооксид углерода конденсироваться в твердые зерна льда. Различные летучие вещества имеют разные температуры конденсации при разных парциальных давлениях (следовательно, разную плотность) в туманности протозвезды, поэтому их соответствующие линии инея будут разными. Фактическая температура и расстояние до линии снежного покрова водяного льда зависят от физической модели, использованной для ее расчета, и от теоретической модели солнечной туманности:

  • 170 К при 2,7 а.е. (Хаяси, 1981)[1]
  • От 143 К при 3,2 а.е. до 150 К при 3 а.е. (Подолак и Цукер, 2010)[2]
  • 3.1 AU (Мартин и Ливио, 2012 г.)[3]
  • ≈150 K для зерен размером в мкм и ≈200 K для тел размером в км (D'Angelo, Podolak, 2015)[4]

Радиальное положение фронта конденсации / испарения меняется со временем по мере развития туманности. Иногда термин снежная линия также используется для обозначения текущего расстояния, на котором водяной лед может быть устойчивым (даже под прямыми солнечными лучами). Этот текущая снежная линия расстояние отличается от формирование снежной полосы расстояние при формировании Солнечная система, и примерно равняется 5 а.е.[5] Причина разницы в том, что во время формирования Солнечной системы солнечная туманность была непрозрачным облаком, где температура была ниже вблизи Солнца,[нужна цитата ] а само Солнце было менее энергичным. После образования лед был погребен падающей пылью, и он оставался стабильным на несколько метров ниже поверхности. Если обнажен лед в пределах 5 AU, например кратером, то это сублимирует в короткие сроки. Однако вне прямого солнечного света лед может оставаться стабильным на поверхности астероидов (а также Луны и Меркурия), если он расположен в постоянно затененных полярных кратерах, где температура может оставаться очень низкой на протяжении всего возраста Солнечной системы (например, 30-40 лет). К. на Луне).

Наблюдения за пояс астероидов, расположенные между Марсом и Юпитером, предполагают, что линия водного снега во время формирования Солнечной системы располагалась внутри этого региона. Внешние астероиды представляют собой ледяные объекты класса C (например, Абэ и др. 2000; Морбиделли и др. 2000), тогда как внутренний пояс астероидов в значительной степени лишен воды. Это означает, что когда произошло образование планетезималей, линия снега была расположена примерно в 2,7 а.е. от Солнца.[3]

Например, карликовая планета Церера с большой полуосью 2,77 а.е. лежит почти точно на нижней оценке линии водяного снега во время формирования Солнечной системы. Кажется, что у Цереры ледяная мантия, а под поверхностью может даже находиться водный океан.[6][7]

Каждое летучее вещество имеет свою снежную полосу, например монооксид углерода[8] и азот,[9] поэтому важно всегда указывать, для какого материала идет линия снега. Для материалов, которые трудно обнаружить, можно использовать индикаторный газ; Например диазенилий для окиси углерода.

Более низкая температура в туманности за линией инея делает доступным гораздо больше твердых зерен. нарастание в планетезимали и в конце концов планеты. Таким образом, линия инея отделяет планеты земной группы от планеты-гиганты в Солнечной системе.[10]Однако планеты-гиганты были обнаружены внутри линии инея вокруг нескольких других звезд (так называемые горячие юпитеры ). Считается, что они образовались за пределами линии замерзания, а позже мигрировал внутрь до их текущих позиций.[11][12] Земля, которая находится менее чем на четверти расстояния от линии замерзания, но не является планетой-гигантом, обладает достаточной гравитацией, чтобы удерживать метан, аммиак и водяной пар от выхода через нее. Метан и аммиак встречаются редко в атмосфере Земли только из-за их нестабильности в кислород - богатая атмосфера, является результатом жизненных форм (в основном зеленых растений) биохимия которого предполагает наличие большого количества метана и аммиака в одно время, но, конечно, жидкая вода и лед, которые химически стабильны в такой атмосфере, образуют большую часть поверхности Земли.

Исследователи Ребекка Мартин и Марио Ливио предположили, что пояса астероидов могут иметь тенденцию формироваться в непосредственной близости от линии замерзания из-за того, что близлежащие планеты-гиганты нарушают формирование планет внутри своей орбиты. Проанализировав температуру теплой пыли, обнаруженной около 90 звезд, они пришли к выводу, что пыль (и, следовательно, возможные пояса астероидов) обычно обнаруживалась вблизи линии инея.[13] Основным механизмом может быть термическая нестабильность линии снега в масштабе времени от 1000 до 10000 лет, приводящая к периодическому осаждению пылевого материала в относительно узких околозвездных кольцах.[14]

Термин заимствован из понятия "линия мороза " в почвоведение.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "Структура солнечной туманности, рост и распад магнитных полей и влияние магнитной и турбулентной вязкости на туманность. Автор Чусиро Хаяси". Архивировано из оригинал 19 февраля 2015 г.
  2. ^ Подолак, М .; Цукер, С. (2004). "Заметка М. ПОДОЛАКА и С. ЦУКЕРА о линии снега в протозвездных аккреционных дисках, 2010". Метеоритика и планетология. 39 (11): 1859. Bibcode:2004M & PS ... 39.1859P. Дои:10.1111 / j.1945-5100.2004.tb00081.x. S2CID  55193644.
  3. ^ а б Мартин, Ребекка Дж .; Ливио, Марио (2012). "Об эволюции снежной линии в протопланетных дисках Ребекки Г. Мартин, Марио Ливио (STScI)". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 425 (1): L6. arXiv:1207.4284. Bibcode:2012МНРАС.425Л ... 6М. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2012.01290.x.
  4. ^ D'Angelo, G .; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в круговых дисках». Астрофизический журнал. 806 (1): 29 стр. arXiv:1504.04364. Bibcode:2015ApJ ... 806..203D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 806/2/203.
  5. ^ Джевитт, Д; Чизмадия, Л .; Grimm, R .; Прильник, Д (2007). «Вода в малых телах Солнечной системы» (PDF). In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V. Университет Аризоны Press. С. 863–878. ISBN  978-0-8165-2654-3.
  6. ^ McCord, T. B .; Сотин, С. (21 мая 2005 г.). «Церера: эволюция и современное состояние». Журнал геофизических исследований: планеты. 110 (E5): E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. Дои:10.1029 / 2004JE002244.
  7. ^ О'Брайен, Д. П .; Трэвис, Б. Дж .; Feldman, W. C .; Sykes, M. V .; Schenk, P.M .; Marchi, S .; Russell, C.T .; Раймонд, К. А. (март 2015 г.). «Возможность вулканизма на Церере из-за утолщения земной коры и повышения давления в подповерхностном океане» (PDF). 46-й Конференция по лунной и планетарной науке. п. 2831. Получено 1 марта 2015.
  8. ^ Ци, Чуньхуа; Оберг, Карин I .; Уилнер, Дэвид Дж .; д'Алессио, Паола; Бергин, Эдвин; Эндрюс, Шон М .; Блейк, Джеффри А .; Hogerheijde, Michiel R .; ван Дишек, Эвин Ф. (2013). «Получение изображения CO Snow Line в аналоге солнечной туманности Чунхуа Ци, Карин И. Оберг и др.». Наука. 341 (6146): 630–2. arXiv:1307.7439. Bibcode:2013Наука ... 341..630Q. Дои:10.1126 / science.1239560. PMID  23868917.
  9. ^ Dartois, E .; Engrand, C .; Brunetto, R .; Duprat, J .; Пино, Т .; Quirico, E .; Ремусат, Л .; Бардин, Н .; Briani, G .; Mostefaoui, S .; Morinaud, G .; Журавль, Б .; Szwec, N .; Delauche, L .; Jamme, F .; Sandt, Ch .; Дюма, П. (2013). «Ультрауглеродные антарктические микрометеориты, исследующие Солнечную систему за линией азотного снега, Э. Дартуа и др.». Икар. 224 (1): 243–252. Bibcode:2013Icar..224..243D. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.03.002.
  10. ^ Кауфманн, Уильям Дж. (1987). Открытие Вселенной. W.H. Фриман и компания. п.94. ISBN  978-0-7167-1784-3.
  11. ^ Чемберс, Джон (2007-07-01). «Формирование планет с миграцией типа I и типа II». 38. Встреча AAS / Отделения динамической астрономии. Bibcode 2007DDA .... 38.0604C.
  12. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х .; Лиссауэр, Джек Дж. (Декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press. С. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN  978-0-8165-2945-2.
  13. ^ "Пояса астероидов подходящего размера безопасны для жизни". НАСА. 1 ноября 2012 г.. Получено 3 ноября 2012.
  14. ^ Оуэн, Джеймс Э. (2020). «Снежные полосы могут быть термически нестабильными». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 495 (3): 3160–3174. arXiv:2005.03665. Дои:10.1093 / mnras / staa1309.

внешняя ссылка