Frostlinie (Astrophysik) - Frost line (astrophysics)

In der Astronomie oder in der Planetenforschung ist die Frostlinie , auch als Schneelinie oder Eislinie bekannt , die besondere Entfernung im Solarnebel vom zentralen Protostern, wo es kalt genug für flüchtige Verbindungen wie Wasser , Ammoniak , Methan , Kohlendioxid ist und Kohlenmonoxid, um zu festen Eiskörnern zu kondensieren.

Jede flüchtige Substanz hat ihre eigene Schneegrenze (z. B. Kohlenmonoxid, Stickstoff und Argon). Daher ist es wichtig, immer anzugeben, welche Schneegrenze des Materials gemeint ist. Ein Prüfgas kann für Materialien verwendet werden, die schwer zu erkennen sind; zum Beispiel Diazenylium für Kohlenmonoxid.

Der Begriff ist dem Begriff " Frostgrenze " in der Bodenkunde entlehnt .

Ort

Unterschiedliche flüchtige Verbindungen haben unterschiedliche Kondensationstemperaturen bei unterschiedlichen Partialdrücken (also unterschiedlichen Dichten) im Protosternnebel, so dass sich ihre jeweiligen Frostlinien unterscheiden. Die tatsächliche Temperatur und Entfernung für die Schneegrenze des Wassereises hängt vom physikalischen Modell ab, das zur Berechnung verwendet wurde, und vom theoretischen Modell des Solarnebels:

  • 170 K bei 2,7 AU (Hayashi, 1981)
  • 143 K bei 3,2 AU bis 150 K bei 3 AU (Podolak und Zucker, 2010)
  • 3,1 AU (Martin und Livio, 2012)
  • ~ 150 K für Körner mit μm-Größe und ~ 200 K für Körper mit km-Größe (D'Angelo und Podolak, 2015)

Aktuelle Schneegrenze versus Formationsschneegrenze

Die radiale Position der Kondensations- / Verdampfungsfront ändert sich im Laufe der Zeit, wenn sich der Nebel entwickelt. Gelegentlich wird der Begriff Schneegrenze auch verwendet, um die aktuelle Entfernung darzustellen, in der Wassereis stabil sein kann (auch unter direkter Sonneneinstrahlung). Diese aktuelle Schneegrenzenentfernung unterscheidet sich von der Formationsschneegrenzenentfernung während der Bildung des Sonnensystems und beträgt ungefähr 5 AE. Der Grund für den Unterschied ist, dass der Sonnennebel während der Bildung des Sonnensystems eine undurchsichtige Wolke war, bei der die Temperaturen in der Nähe der Sonne niedriger waren und die Sonne selbst weniger energiereich war. Nach der Bildung wurde das Eis von Staub eingegraben und ist einige Meter unter der Oberfläche stabil geblieben. Wenn Eis innerhalb von 5 AE freigelegt wird, z. B. durch einen Krater, sublimiert es in kurzen Zeiträumen. Bei direkter Sonneneinstrahlung kann Eis jedoch auf der Oberfläche von Asteroiden (sowie Mond und Merkur) stabil bleiben, wenn es sich in permanent beschatteten Polarkratern befindet, in denen die Temperatur über das Alter des Sonnensystems sehr niedrig bleiben kann (z. B. 30–40) K auf dem Mond).

Beobachtungen des Asteroidengürtels zwischen Mars und Jupiter legen nahe, dass sich die Wasserschneegrenze während der Bildung des Sonnensystems in dieser Region befand. Die äußeren Asteroiden sind eisige Objekte der C-Klasse (z. B. Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000), während der innere Asteroidengürtel weitgehend wasserfrei ist. Dies impliziert, dass sich die Schneegrenze bei planetesimaler Bildung etwa 2,7 AE von der Sonne entfernt befand.

Zum Beispiel liegt der Zwergplanet Ceres mit einer Semi-Major-Achse von 2,77 AE fast genau auf der unteren Schätzung der Wasserschneegrenze während der Bildung des Sonnensystems. Ceres scheint einen eisigen Mantel zu haben und kann sogar einen Wasserozean unter der Oberfläche haben.

Planetenbildung

Die niedrigere Temperatur im Nebel jenseits der Frostgrenze macht viel mehr feste Körner für die Akkretion in Planetesimalen und schließlich Planeten verfügbar . Die Frostlinie trennt daher terrestrische Planeten von riesigen Planeten im Sonnensystem. Innerhalb der Frostlinie um mehrere andere Sterne (sogenannte heiße Jupiter ) wurden jedoch Riesenplaneten gefunden . Es wird angenommen, dass sie sich außerhalb der Frostgrenze gebildet haben und später nach innen in ihre aktuellen Positionen gewandert sind. Die Erde, die weniger als ein Viertel der Entfernung von der Frostgrenze liegt, aber kein riesiger Planet ist, verfügt über eine ausreichende Gravitation, um zu verhindern, dass Methan, Ammoniak und Wasserdampf aus ihr austreten. Methan und Ammoniak ist selten in der Erdatmosphäre nur wegen ihrer Instabilität in einer Sauerstoff -reichen Atmosphäre , die Ergebnisse von Lebensformen ( vor allem grüne Pflanzen) , deren Biochemie schlägt reichlich Methan und Ammoniak zu einer Zeit, aber natürlich flüssigen Wasser und Eis , die sind in einer solchen Atmosphäre chemisch stabil und bilden einen Großteil der Erdoberfläche.

Die Forscher Rebecca Martin und Mario Livio haben vorgeschlagen, dass sich Asteroidengürtel in der Nähe der Frostlinie bilden könnten, da nahegelegene Riesenplaneten die Planetenbildung in ihrer Umlaufbahn stören. Durch die Analyse der Temperatur von warmem Staub, der um 90 Sterne gefunden wurde, kamen sie zu dem Schluss, dass der Staub (und damit mögliche Asteroidengürtel) typischerweise in der Nähe der Frostgrenze gefunden wurde. Der zugrunde liegende Mechanismus kann die thermische Instabilität der Schneegrenze auf den Zeitskalen von 1.000 bis 10.000 Jahren sein, was zu einer periodischen Ablagerung von Staubmaterial in relativ engen zirkumstellaren Ringen führt.

Siehe auch

Verweise

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