| dbo:abstract
|
- En astronomia o ciència planetària, la línia de congelament, també coneguda com la línia de congelació o línia de neu o línia de gel, es refereix en particular a la distància en la nebulosa solar des del centre del protosol on està prou freda perquè els compostos d'hidrogen, com l'aigua, amoníac i metà puguin condensar-se en grans de gel sòlid. És la distància a partir de la qual, en el si de la protonebulosa solar, les molècules i àtoms més lleugers del núvol que van ser desplaçats pel vent solar del proto-Sol, hidrogen, heli, carboni, nitrogen i els seus compostos més lleugers com l'aigua, , amoníac i metà estaven a una temperatura prou baixa com per estar solidificats, formant sòlids grans de gel. Depenent de la densitat, la temperatura s'estima en al voltant de 150 K. La línia de congelament del nostre sistema solar està en al voltant de 2,7 ua, prop de la meitat del cinturó d'asteroides. Aquesta zona és al seu torn un punt d'inflexió en la formació del sistema solar primitiu, diferenciant-se en l'actual divisió entre dues classes de planetes: els planetes terrestres i els planetes jovians. Les substàncies lleugeres de la nebulosa solar van ser arrossegades pel mateix vent solar, d'un sol nounat i velocitats superiors als 200 km/s, van ser expulsats fàcilment des de centre d'aquesta la nebulosa primitiva cap al seu exterior, més enllà de l'actual òrbita dels asteroides, en oposició a substàncies pesades com silicats i grans metàl·lics, que van orbitar a distàncies inferiors a les 3 unitats astronòmiques (ua) i van servir de base per a la formació de planetesimals que a través de l'acreció on es van constituir van formar els planetes terrestres i asteroides tant els actualment coneguts com d'altres que se suposa que va haver-hi i van servir de base per a l'existència de la lluna o els asteroides, fa 5.000 milions d'anys. S'ha estimat que la temperatura llindar va ser inferior a 150 K (-120 °C), podent-se situar aquest lloc on actualment se situa la part central del cinturó d'asteroides a una distància mitjana de 2,7 ua, sent la més òptima per a la constitució de grànuls solidificats d'aquest material lleuger a temperatures de l'ordre de 70 K (-200 °C) i a una distància entre 4 i 5 unitats astronòmiques (ua) molt a prop de l'actual òrbita del planeta Júpiter. El terme utilitzat procedeix de l'ús derivat del mateix en les ciències de la Terra i principalment geologia històrica. (ca)
- Sněžná čára (též hranice mrazu) je pojem, který v astrofyzice označuje hranici oddělující oblast planetárního systému chudou na těkavé látky od oblasti, která je na tyto látky bohatá a obsahuje velké množství ledu. Ve sluneční soustavě tato hranice leží mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru ve vzdálenosti 2 až 4 astronomických jednotek od Slunce. Sněžná čára hraje velkou roli při vzniku planetárního systému, který popisuje tzv. mlhovinová hypotéza. Podle některých studií mají molekuly vody obsažené v protoplanetárním disku v blízkosti sněžné čáry tendenci se spojovat, takže zde vznikne diskontinuita ve vlastnostech plynu. V důsledku toho poklesne jeho tlak a začne se urychlovat jeho rotace okolo centrální hvězdy, takže přestane brzdit prachové částice, které se sem začnou stahovat ze vzdálenějších oblastí s vyšším odporem plynu. Prachové částice do sebe ve vzniklém shluku u sněžné čáry častěji naráží a spojují se. Některé přes ni proniknou a cestují směrem do středu soustavy. Během toho na sebe nabalují složitější molekuly, díky nimž se stanou lepivější. Tam, kde je prach nejhustší, začne působit i kolektivní gravitační přitažlivost zrn. Výsledkem celého procesu je vznik planetesimál o průměru až 1 kilometr, které nakonec posbírají veškerý prach v oblasti. Tyto planetesimály jsou již základními stavebními kameny, z nichž později vznikají planety. (cs)
- En astronomio aŭ planedologio, la frostiga linio rilatas al konkreta distanco el la proto-stelo en la suna nebulozo kie estas sufiĉe malvarme por ke hidrogenaj komponaĵoj kiel akvo, amoniako aŭ metano kondensiĝu al solidaj glaciaj eroj. Depende de la denseco, tiu temperaturo oni taksas je proksimume 150 K. La frostiga linio ĉe nia Sunsistemo troviĝas je 2,7 AU, proksime de la mezo de asteroida zono. (eo)
- En astronomía o ciencia planetaria, la línea de congelamiento, también conocida como la línea de congelación o línea de nieve o línea de hielo, se refiere en particular a la distancia en la nebulosa solar desde el centro del protosol donde esta lo suficientemente fría para que los compuestos de hidrógeno, como el agua, amoníaco y metano puedan condensarse en granos de hielo sólido. Es la distancia a partir de la cual, en el seno de la protonebulosa solar, las moléculas y átomos más livianos de la nube que fueron desplazados por el viento solar del proto-Sol, hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno y sus compuestos más ligeros como agua, óxido de carbono, amoniaco y metano estaban a una temperatura lo suficientemente baja como para estar solidificados, formando sólidos granos de hielo. Dependiendo de la densidad, la temperatura se estima en alrededor de 150 K. La línea de congelamiento de nuestro sistema solar esta en alrededor de 2,7 UA, cerca de la mitad del cinturón de asteroides. Esta zona es a su vez un punto de inflexión en la formación del sistema solar primitivo, diferenciándose en la actual división entre dos clases de planetas: los planetas terrestres y los planetas jovianos. Las sustancias livianas de la nebulosa solar fueron arrastradas por el propio viento solar, de un sol recién nacido y velocidades superiores a los 200 km/s, fueron expulsados fácilmente desde centro dicha la nebulosa primitiva hacia su exterior, más allá de la actual órbita de los asteroides, en oposición a sustancias pesadas como silicatos y granos metálicos, que orbitaron a distancias inferiores a las 3 unidades astronómicas (U.A.) y sirvieron de base para la formación de planetésimos que a través de la acreción donde se constituyeron formaron los planetas terrestres y asteroides tantos los actualmente conocidos como otros que se supone, hubo y sirvieron de base para la existencia de la luna o los asteroides, hace 5000 millones de años. Se ha estimado que la temperatura umbral fue inferior a 150 K (−120 °C), pudiéndose ubicar este lugar donde actualmente se sitúa la parte central del cinturón de asteroides a una distancia media de 2,7 unidades astronómicas (U.A.), siendo la más óptima para la constitución de gránulos solidificados de este material liviano a temperaturas del orden de 70 K (−200 °C) y a una distancia entre 4 y 5 U.A., muy cerca de la actual órbita del planeta Júpiter. El término utilizado procede del uso derivado del mismo en las ciencias de la Tierra y principalmente geología histórica. (es)
- Die Eislinie bzw. Schneelinie beschreibt in einer protoplanetaren Scheibe denjenigen Abstand vom Protostern, an dem die Temperatur einen Wert erreicht, bei dem Wassereis aus dem Gas der Scheibe desublimiert (bei Drücken unter ca. 6 mbar existiert Wasser nicht mehr in flüssiger Form, sondern nur noch als Gas/Dampf oder Eis). Bei der Planetenentstehung trennt die Eislinie daher den inneren Bereich, in dem Gesteinsplaneten entstehen, vom äußeren Bereich, in dem Gasplaneten auskondensieren können. Jenseits der Eislinie können auch Eismonde entstehen. Dieser Abstand ist abhängig von
* der Strahlungsintensität des Protosterns
* der Akkretionsrate
* der Opazität der Scheibe
* der Dichte der Scheibe. Die Temperatur liegt in einem Bereich von 145 bis 170 Kelvin (d. h. ca. −128 bis −103 °C), in Abhängigkeit vom Partialdruck des Wasserdampfes am Ort der Eislinie. (de)
- In astronomy or planetary science, the frost line, also known as the snow line or ice line, is the particular distance in the solar nebula from the central protostar where it is cold enough for volatile compounds such as water, ammonia, methane, carbon dioxide, and carbon monoxide to condense into solid ice grains. Each volatile substance has its own snow line (e.g. carbon monoxide, nitrogen, and argon), so it is important to always specify which material's snow line is meant. A tracer gas may be used for materials that are difficult to detect; for example diazenylium for carbon monoxide. The term is borrowed from the notion of "frost line" in soil science. (en)
- Astronomian edo planeten zientzian, antzigar lerroa edo izozte lerroa argizagiek eguzki-nebulosaren barnean zenbait konposatu lurrunkor (ura, amoniakoa, metanoa, karbono dioxidoa, karbono monoxidoa eta antzekoak) izotzezko ale solido bihur daitezen protoizarretik egon behar duten distantzia da. Aipatutako konposatu lurrunkorrek kondentsatze-tenperatura desberdinak dituzte, presio partzial desberdinetan (dentsitate desberdina dute) eta hortaz, haien eguzki-nebulosako antzigar lerroa desberdina izango da batetik bestera. Horretaz gain, adibidez, uraren antzigar lerroa non kokatzen den jakiterakoan, hartarako baliatzen den eredu fisikoak eta eguzki-nebulosaren eredu teorikoak eragina izango dute emaitzetan:
* 170 Kelvin 2.7 UAra. (Hayashi, 1981)
* 143 Kelvin 3.2 UAra (Podolak eta Zucker, 2010)
* 3.1 UAra (Martin eta Livio, 2012)
* ≈150 Kelvin μm-tamainako aleentzat eta ≈200 K kilometro bat edo gehiagoko gorputzentzat (D'Angelo eta Podolak, 2015) Nebulosa eboluzionatzen doan heinean, lurrunketa-kondentsazio frontearen posizio erradiala higitu egiten da. Elur lerro terminoa ere maiz erabiltzen da ur izotza egonkor (Eguzkiak zuzenean joz gero ere ez da urtzen) egon daitekeen gutxieneko posizio erradialari erreferentzia egiteko. Egungo elur lerro hau hasierako elur lerroarekiko (eguzki-sistema sortzen zegoenean indarrean zegoena) ezberdina da eta egungoa 5 UA ingurura kokatzen da Eguzkitik. Ezberdintasun horrek eguzki-sistemaren sortze-aldian zeuden baldintza berezietan du jatorria, izan ere, garai haietan eguzki-nebulosa laino zurrun bat zen eta beraz, tenperaturak baxuagoak ziren egungoekin alderatuta, gainera, Eguzkiak indar gutxiago zuen. Aipatu beharra dago sortze-aldia amaitu ostean izotzak egonkor biziraun zuela zenbait tokitan, metro batzuetako hauts geruza batek estalita geratu zelako. Alabaina, 5 UA baino hurbilago izotza gainazalean babesgabe ipiniz gero, adibidez, krater baten ondorioz, sublimatu edo urtu egingo da denbora-tarte laburrean. Bada ordea beste salbuespen bat, asteroide batek eremu laiotzak baldin baditu, krater sakon bat adibidez, izotzak bertan egonkor iraungo du. Halakoak Ilargian ikus ditzakegu, bere poloetan 30-40 K-eko tenperatura duten krater sakonak baitaude. (eu)
- En astrophysique et en planétologie, la ligne des glaces (ou ligne de glace), ligne de gel, ou ligne des neiges (ou ligne de neige), d'un système planétaire est la ligne isotherme au-delà de laquelle une espèce chimique donnée existe, dans les conditions interplanétaires, sous forme solide, donc de « glace ». En deçà de celle ligne, l'espèce se trouve sous forme de gaz. Dans l'absolu, il n'y a donc pas une unique « ligne de glace », mais une par espèce chimique considérée. Cependant, généralement, quand l'espèce considérée n'est pas précisée, il est sous-entendu qu'on parle de la ligne de glace de l'eau. L'expression est généralement employée uniquement pour les espèces volatiles (eau, méthane, ammoniac, monoxyde de carbone, …), pour lesquelles on parle justement de « glace » quand elles sont à l'état solide, et pas pour les métaux ou les silicates. On peut cependant également définir une ligne de condensation pour ces derniers. (fr)
- Dalam ilmu astronomi atau planet, garis beku, juga dikenal sebagai garis salju atau garis es, adalah jarak tertentu di nebula matahari dari protobintang pusat di mana ia cukup dingin untuk senyawa volatil seperti air, amonia, metana, karbon dioksida , karbon monoksida mengembun menjadi butiran es padat. Volatilitas yang berbeda memiliki suhu kondensasi yang berbeda pada tekanan parsial yang berbeda (dengan demikian kepadatan berbeda) dalam nebula protobintang, sehingga garis beku masing-masing akan berbeda. (in)
- 天文学における雪線 (せっせん、英: ice line）とは、において内の原始星で、水・アンモニア・メタンなどの水素化合物が凝集し、気体から固体となるのに充分な低温となる距離である。スノーライン (英: snow line）、氷境界 (英: frost line）ともいう。 その温度は密度に依存するが、おおむね150K程度と見積もられている。太陽系の場合、水の雪線は約2.7auであり、メインベルトの辺りになる。水が昇華する温度がおよそ170Kであり、雪線の内側では水は気体の水蒸気に、外側では固体の氷になる。そのため、雪線の内側では岩石の惑星が、その外側には氷の惑星ができる。原始太陽系星雲内で雪線よりも温度の低いところでは、降着による微惑星および惑星の生成が、これらの固体となった粒子によって起こりやすくなる。したがって、雪線は惑星の質を地球型と木星型に分ける境界になる。 アルマ望遠鏡によって、2013年に一酸化炭素の雪線がうみへび座TW星 (TW Hya) に、2016年に水の雪線が (V833 Ori) に発見されている。 雪線の位置は固定的なものではなく、原始惑星系円盤の状況に応じて時間とともに大きく変化する。恒星が形成された直後の活発で不安定な降着段階であるオリオン座FU型星段階にある1太陽質量の原始星の周りでは雪線の半径は10au以上にもなるが、円盤が定常状態に近づいて降着率が低下するにつれ雪線は内側に移動していき降着率が×10−9太陽質量/年という想定では雪線の半径は0.7auにまで縮む。原始惑星系円盤のガス成分の散逸が始まり円盤がに変化し始めるとと雪線は再び拡大しはじめ、2au程度にまで拡がる。 (ja)
- In astronomia e in planetologia, la locuzione frost line (nota anche come limite della neve) identifica la particolare distanza dalla giovane stella centrale all'interno di una nebulosa protoplanetaria in cui la temperatura è sufficientemente bassa da permettere ai composti contenenti idrogeno, come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, di raggiungere lo stato solido. A seconda della densità, la temperatura si attesta su valori prossimi a 150 K. La posizione della frost line di un determinato sistema planetario varia a seconda della luminosità della stella; attualmente nel sistema solare la frost line si trova a circa 2,7 au, tra Marte e Giove, nel mezzo della cintura degli asteroidi. La locuzione è presa in prestito dalle scienze della Terra, ove indica la profondità alla quale solitamente una falda acquifera nel suolo si suppone congeli (profondità di congelamento o, per l'appunto, frost line). La presenza di una temperatura inferiore nella nebulosa in corrispondenza della frost line rende disponibile in sua corrispondenza un maggior numero di granuli ghiacciati per l'accrescimento di planetesimi ed eventualmente pianeti. Questa linea costituisce inoltre una linea di demarcazione tra la regione del sistema planetario occupata dai pianeti terrestri e quella occupata dai giganti gassosi, dal momento che internamente alla linea i materiali più leggeri, quali i vari gas (idrogeno, elio, ammoniaca e metano), sono in gran parte spinti verso le regioni esterne dal vento e dalla radiazione della stella, lasciando in questa zona dunque solamente i materiali più densi e pesanti, come i metalli, che costituiscono una frazione infinitesimale della materia nebulare. Invece l'accumulo di questi materiali volatili oltre la frost line li ha resi disponibili per la formazione di giganti gassosi, composti prevalentemente da tali sostanze. (it)
- Linia śniegu – odległość od protogwiazdy, poza którą dysk protoplanetarny jest w czasie formowania się planet na tyle chłodny, że następuje zestalenie wody, a także innych substancji lotnych. Zgodnie z jedną z hipotez dotyczących tworzenia się planet, przed linią śniegu promieniowanie gwiazdy wymiata dużą część substancji gazowych i w obszarze tym powstają planety skaliste. (pl)
- Em astronomia ou ciência planetária, a linha de gelo, é a distância particular na nebulosa solar da protoestrela central, onde é frio o suficiente para compostos voláteis como água, amônia, metano, dióxido de carbono e monóxido de carbono condensarem em grãos de gelo sólidos. Cada substância volátil tem sua própria linha de gelo (por exemplo, monóxido de carbono, nitrogênio e argônio), por isso é importante sempre especificar qual linha de gelo do material se refere. Um gás de rastreamento pode ser usado para materiais difíceis de detectar; por exemplo para monóxido de carbono. O termo é emprestado da noção de "" na ciência do solo. (pt)
- Снегова́я ли́ния — в астрономии и планетологии характеристика протопланетной системы звезды, расстояние от светила, на котором температура становится достаточно низкой для того, чтобы простые летучие соединения (такие как вода, аммиак, метан, молекулярные азот и хлор) переходили в твёрдое состояние. В зависимости от используемой теоретической модели используются различные значения температур, при которых в протопланетном диске создаются такие условия — порядка 140—170 К, если речь идёт о воде. Для текущей светимости Солнца этому соответствует расстояние 2,7-3,1 а. е., что примерно посередине между современными орбитами Марса и Юпитера, в поясе астероидов. Далее следуют снеговые линии углекислого газа, метана и, наконец, угарного газа. Последняя в нашей системе находится примерно на орбите Нептуна. Затвердевшие частицы агломерируют в гранулы и становятся доступными для поглощения формирующимися космическими телами. Таким образом в Солнечной системе за границей водной снеговой линии образовались газовые гиганты. В настоящий момент можно наблюдать резкое увеличение доли сконденсировавшихся летучих соединений в составе твёрдых тел Солнечной системы на расстояниях, соответствующим снеговым линиям этих соединений. Снеговой линией также называют расстояние, начиная с которого твёрдое состояние воды стабильно даже под воздействием прямых солнечных лучей. В нашей Солнечной системе это примерно 5 а. е. — чуть ближе орбиты Юпитера. То есть во внешнем поясе астероидов, где в начальный период существования Солнечной системы температура была ниже, а среда — гораздо менее прозрачной для солнечного излучения, мог образовываться лёд; и часть этого льда сохранилась до настоящего времени в местах, куда прямые солнечные лучи не доходят (под поверхностью, в кратерах). Когда же такие слои льда обнажаются, происходит их быстрое испарение. Так, на Церере, радиус орбиты которой — 2,77 а. е., испарение льда на полюсах практически не происходит, тогда как в кратере Оккатор (где недавно наблюдались утренние туманы) его скорость составляет 2 см/год Снеговые линии можно наблюдать и в других звёздных системах, находящихся на стадии формирования. Термин заимствован из понятия «снеговая линия» в геологии, где он обозначает уровень поверхности на нашей планете, выше которого происходит накопление атмосферных осадков в твёрдом виде, преобладающее над их таянием и испарением. (ru)
- 凍結線，也稱為雪線、霜線或冰線。在天文學或行星科學是太陽星雲中距離中心原恆星的特定距離，在那裏它足夠冷，可以讓會揮發的化合物，如水、氨、甲烷、二氧化碳和一氧化碳等凝結成固體冰粒。不同的揮發性物質在原恆星星雲不同部分的壓力（因此密度不同）下具有不同的凝結溫度，因此它們各自的凍結線位置會有所不同。凍結線的實際距離和溫度取決於用於計算水冰的物理模型和太陽星雲模型的模型：
* 在2.7AU的溫度為170 K（Hayashi，1981）。
* 在3AU的溫度為150K，3.2AU為143K（Podolak和Zucker，2010）。
* 3.1 AU（Martin and Livio，2012）。
* ≈150 K for μm大小的顆粒約在〜150K，Km大小的天體約在〜200K（D'Angelo和Podolak，2015）。 隨著星雲的演化，凝結/蒸發的前緣位置也會隨時間而變化。 有時，雪線一詞也用於表示在目前即使在陽光照射下，水冰依然可以穩定存在的距離。在太陽系形成期間，雪線的距離與現在的距離不同，大約等於5AU。造成這整差異的原因是在太陽系形成期間，太陽星雲是不透明的雲，外側溫度會比鄰近太陽的區域低，而且太陽本身輻射的能量也比現在低。形成後，行星上的冰層被落塵掩埋，在地表下幾米處保持穩定。但如果5AU內的冰暴露在一個隕石坑中，那麼它在陽光下會在短時間內就昇華。然而，在陽光直射的情況下，如果小行星（包括月球和水星）表面的冰位於極地隕石坑中的永久陰影區內，那麼這些冰仍然可以穩定的保持固態。在太陽系的整個生命期間，這些隕石坑內的溫度可能都會非常低。例如，月球上的溫度約為30-40K。 對位於火星和木星之間的小行星帶進行的觀測表明，太陽系形成期間的雪線位於這一區域內。外層小行星是冰冷的C型小行星（如Abe等人2000年；Morbidelli等人2000年），而內層小行星基本上沒有水。這意味著，當行星形成時，雪線位於距太陽約2.7AU處。 例如，半長軸為2.77AU的穀神星（矮行星），幾乎完全位於太陽系形成過程中對雪線的較低估計值上。穀神星似乎有一個冰冷的地涵，甚至地表下可能有一個海洋。 每種揮發性物質，例如一氧化碳和氮，都有自己的雪線。因此，指出是哪種物質的雪線，至始至終都是很重要的。示蹤氣體可用於難以檢測的物質，例如用於一氧化碳的。 在星雲雪線之外的區域，較低的溫度使得更多的固體顆粒可供吸積進入微行星，最終成為行星。因此，凍結線將類地行星與太陽系中的巨行星（類木行星）分開。然而，在許多其它的恆星系統的凍結線內側，發現了許多巨大的行星：熱木星。它們被認為是在凍結線外形成，然後向內遷徙，移動到它們現在的位置。 地球與太陽的距離不到凍結線的四分之一，也不是一顆巨行星，但它有足夠的引力來封鎖甲烷、氨和水蒸氣，使它們不能逃逸。甲烷和氨在地球大氣中是稀有的，只因為它們在富氧的大氣中不穩定。源於生命形式 (主要是綠色植物)的生物化學表明，地球大氣曾經有豐富的甲烷和氨，而液態水和冰在目前的大氣中的化學性質是穩定的，因而形成與覆蓋地球表面的大部分。 研究人員麗貝卡·馬丁（Rebecca Martin）和提出，小行星可能是因為受到附近的巨型行星擾動，而不能凝聚成為行星，才在凍結線附近形成小行星帶。通過分析大約90顆恆星周圍發現的暖塵埃的溫度，他們得出結論：塵埃（可能是小行星帶）通常是在靠近凍結線的地方發現的。 其潛在的機制可能是凍結線在1,000至10,000年時間尺度上的熱不穩定性，導致塵埃物質在相對狹窄的星周環中周期性的沉積。 這個術語借用了土壤科學中“凍線”的概念。 (zh)
- Снігова лінія — в астрономії та планетології характеристика зоряної системи, відстань від світила, на якій стає достатньо холодно для існування крижаних часток із стверділих води, аміаку та метану на поверхні планети. Поняття запозичене з поняття «снігова лінія» в геології. Замерзання стає можливим при температурі близько 150 K (–123 °C) — це залежить від густини атмосфери планети. У Сонячній системі снігова лінія знаходиться на відстані приблизно 3 а. о. від Сонця і проходить майже по середині поясу астероїдів. Отже, снігова лінія відділяє планети земної групи від газових гігантів. Фактична температура і відстань снігової лінії водяного льоду від зорі залежать від того, яку фізичну модель використано для її розрахунку:
* 170 K на відстані 2,7 а. о. (Хаяші, 1981)
* Від 143 K на відстані 3,2 а. о. до 150 K на відстані 3 а. о. (Подоляк та Цукер, 2010)
* 3,1 а. о. (Мартін та Лівіо, 2012) Невелика температура туманності за межами снігової лінії уможливлює акрецію стверділих часток у планетозималі, а згодом — у планети. Утім, в інших планетних системах знайдено газові гіганти (так звані гарячі юпітери), які обертаються навколо зорі всередині снігової лінії. Вважається, що вони утворилися ззовні снігової лінії, а згодом мігрували всередину. Земля, радіус орбіти якої становить менше чверті відстані до снігової лінії і яка не є газовим гігантом, має гравітацію, достатню для втримання метану, аміаку й водяної пари від розсіяння у космосі. Метан і аміак майже відсутні в атмосфері Землі лише через їхню нестабільність в атмосфері, багатій на кисень, що є наслідком наявності живих організмів (переважно рослин). Дослідники Ребека Мартін (Rebecca Martin) і Маріо Лівіо (Mario Livio) висунули припущення, що астероїдні пояси мають утворюватися поблизу снігової лінії, оскільки близькість до газових гігантів унеможливлює утворення планет всередині їхніх орбіт. Проаналізувавши температуру теплого пилу навколо 90 зір, вони дійшли висновку, що пил (а отже, й можливі астероїдні пояси) найчастіше знаходять неподалік снігової лінії. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- En astronomio aŭ planedologio, la frostiga linio rilatas al konkreta distanco el la proto-stelo en la suna nebulozo kie estas sufiĉe malvarme por ke hidrogenaj komponaĵoj kiel akvo, amoniako aŭ metano kondensiĝu al solidaj glaciaj eroj. Depende de la denseco, tiu temperaturo oni taksas je proksimume 150 K. La frostiga linio ĉe nia Sunsistemo troviĝas je 2,7 AU, proksime de la mezo de asteroida zono. (eo)
- Dalam ilmu astronomi atau planet, garis beku, juga dikenal sebagai garis salju atau garis es, adalah jarak tertentu di nebula matahari dari protobintang pusat di mana ia cukup dingin untuk senyawa volatil seperti air, amonia, metana, karbon dioksida , karbon monoksida mengembun menjadi butiran es padat. Volatilitas yang berbeda memiliki suhu kondensasi yang berbeda pada tekanan parsial yang berbeda (dengan demikian kepadatan berbeda) dalam nebula protobintang, sehingga garis beku masing-masing akan berbeda. (in)
- Linia śniegu – odległość od protogwiazdy, poza którą dysk protoplanetarny jest w czasie formowania się planet na tyle chłodny, że następuje zestalenie wody, a także innych substancji lotnych. Zgodnie z jedną z hipotez dotyczących tworzenia się planet, przed linią śniegu promieniowanie gwiazdy wymiata dużą część substancji gazowych i w obszarze tym powstają planety skaliste. (pl)
- En astronomia o ciència planetària, la línia de congelament, també coneguda com la línia de congelació o línia de neu o línia de gel, es refereix en particular a la distància en la nebulosa solar des del centre del protosol on està prou freda perquè els compostos d'hidrogen, com l'aigua, amoníac i metà puguin condensar-se en grans de gel sòlid. És la distància a partir de la qual, en el si de la protonebulosa solar, les molècules i àtoms més lleugers del núvol que van ser desplaçats pel vent solar del proto-Sol, hidrogen, heli, carboni, nitrogen i els seus compostos més lleugers com l'aigua, , amoníac i metà estaven a una temperatura prou baixa com per estar solidificats, formant sòlids grans de gel. (ca)
- Sněžná čára (též hranice mrazu) je pojem, který v astrofyzice označuje hranici oddělující oblast planetárního systému chudou na těkavé látky od oblasti, která je na tyto látky bohatá a obsahuje velké množství ledu. Ve sluneční soustavě tato hranice leží mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru ve vzdálenosti 2 až 4 astronomických jednotek od Slunce. (cs)
- En astronomía o ciencia planetaria, la línea de congelamiento, también conocida como la línea de congelación o línea de nieve o línea de hielo, se refiere en particular a la distancia en la nebulosa solar desde el centro del protosol donde esta lo suficientemente fría para que los compuestos de hidrógeno, como el agua, amoníaco y metano puedan condensarse en granos de hielo sólido. Es la distancia a partir de la cual, en el seno de la protonebulosa solar, las moléculas y átomos más livianos de la nube que fueron desplazados por el viento solar del proto-Sol, hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno y sus compuestos más ligeros como agua, óxido de carbono, amoniaco y metano estaban a una temperatura lo suficientemente baja como para estar solidificados, formando sólidos granos de hielo. (es)
- In astronomy or planetary science, the frost line, also known as the snow line or ice line, is the particular distance in the solar nebula from the central protostar where it is cold enough for volatile compounds such as water, ammonia, methane, carbon dioxide, and carbon monoxide to condense into solid ice grains. Each volatile substance has its own snow line (e.g. carbon monoxide, nitrogen, and argon), so it is important to always specify which material's snow line is meant. A tracer gas may be used for materials that are difficult to detect; for example diazenylium for carbon monoxide. (en)
- Die Eislinie bzw. Schneelinie beschreibt in einer protoplanetaren Scheibe denjenigen Abstand vom Protostern, an dem die Temperatur einen Wert erreicht, bei dem Wassereis aus dem Gas der Scheibe desublimiert (bei Drücken unter ca. 6 mbar existiert Wasser nicht mehr in flüssiger Form, sondern nur noch als Gas/Dampf oder Eis). Bei der Planetenentstehung trennt die Eislinie daher den inneren Bereich, in dem Gesteinsplaneten entstehen, vom äußeren Bereich, in dem Gasplaneten auskondensieren können. Jenseits der Eislinie können auch Eismonde entstehen. Dieser Abstand ist abhängig von (de)
- Astronomian edo planeten zientzian, antzigar lerroa edo izozte lerroa argizagiek eguzki-nebulosaren barnean zenbait konposatu lurrunkor (ura, amoniakoa, metanoa, karbono dioxidoa, karbono monoxidoa eta antzekoak) izotzezko ale solido bihur daitezen protoizarretik egon behar duten distantzia da. Aipatutako konposatu lurrunkorrek kondentsatze-tenperatura desberdinak dituzte, presio partzial desberdinetan (dentsitate desberdina dute) eta hortaz, haien eguzki-nebulosako antzigar lerroa desberdina izango da batetik bestera. Horretaz gain, adibidez, uraren antzigar lerroa non kokatzen den jakiterakoan, hartarako baliatzen den eredu fisikoak eta eguzki-nebulosaren eredu teorikoak eragina izango dute emaitzetan: (eu)
- En astrophysique et en planétologie, la ligne des glaces (ou ligne de glace), ligne de gel, ou ligne des neiges (ou ligne de neige), d'un système planétaire est la ligne isotherme au-delà de laquelle une espèce chimique donnée existe, dans les conditions interplanétaires, sous forme solide, donc de « glace ». En deçà de celle ligne, l'espèce se trouve sous forme de gaz. Dans l'absolu, il n'y a donc pas une unique « ligne de glace », mais une par espèce chimique considérée. Cependant, généralement, quand l'espèce considérée n'est pas précisée, il est sous-entendu qu'on parle de la ligne de glace de l'eau. L'expression est généralement employée uniquement pour les espèces volatiles (eau, méthane, ammoniac, monoxyde de carbone, …), pour lesquelles on parle justement de « glace » quand elles s (fr)
- In astronomia e in planetologia, la locuzione frost line (nota anche come limite della neve) identifica la particolare distanza dalla giovane stella centrale all'interno di una nebulosa protoplanetaria in cui la temperatura è sufficientemente bassa da permettere ai composti contenenti idrogeno, come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, di raggiungere lo stato solido. A seconda della densità, la temperatura si attesta su valori prossimi a 150 K. La posizione della frost line di un determinato sistema planetario varia a seconda della luminosità della stella; attualmente nel sistema solare la frost line si trova a circa 2,7 au, tra Marte e Giove, nel mezzo della cintura degli asteroidi. La locuzione è presa in prestito dalle scienze della Terra, ove indica la profondità alla quale solitamente un (it)
- 天文学における雪線 (せっせん、英: ice line）とは、において内の原始星で、水・アンモニア・メタンなどの水素化合物が凝集し、気体から固体となるのに充分な低温となる距離である。スノーライン (英: snow line）、氷境界 (英: frost line）ともいう。 その温度は密度に依存するが、おおむね150K程度と見積もられている。太陽系の場合、水の雪線は約2.7auであり、メインベルトの辺りになる。水が昇華する温度がおよそ170Kであり、雪線の内側では水は気体の水蒸気に、外側では固体の氷になる。そのため、雪線の内側では岩石の惑星が、その外側には氷の惑星ができる。原始太陽系星雲内で雪線よりも温度の低いところでは、降着による微惑星および惑星の生成が、これらの固体となった粒子によって起こりやすくなる。したがって、雪線は惑星の質を地球型と木星型に分ける境界になる。 アルマ望遠鏡によって、2013年に一酸化炭素の雪線がうみへび座TW星 (TW Hya) に、2016年に水の雪線が (V833 Ori) に発見されている。 (ja)
- Em astronomia ou ciência planetária, a linha de gelo, é a distância particular na nebulosa solar da protoestrela central, onde é frio o suficiente para compostos voláteis como água, amônia, metano, dióxido de carbono e monóxido de carbono condensarem em grãos de gelo sólidos. Cada substância volátil tem sua própria linha de gelo (por exemplo, monóxido de carbono, nitrogênio e argônio), por isso é importante sempre especificar qual linha de gelo do material se refere. Um gás de rastreamento pode ser usado para materiais difíceis de detectar; por exemplo para monóxido de carbono. (pt)
- Снегова́я ли́ния — в астрономии и планетологии характеристика протопланетной системы звезды, расстояние от светила, на котором температура становится достаточно низкой для того, чтобы простые летучие соединения (такие как вода, аммиак, метан, молекулярные азот и хлор) переходили в твёрдое состояние. Снеговые линии можно наблюдать и в других звёздных системах, находящихся на стадии формирования. (ru)
- Снігова лінія — в астрономії та планетології характеристика зоряної системи, відстань від світила, на якій стає достатньо холодно для існування крижаних часток із стверділих води, аміаку та метану на поверхні планети. Поняття запозичене з поняття «снігова лінія» в геології. Замерзання стає можливим при температурі близько 150 K (–123 °C) — це залежить від густини атмосфери планети. У Сонячній системі снігова лінія знаходиться на відстані приблизно 3 а. о. від Сонця і проходить майже по середині поясу астероїдів. Отже, снігова лінія відділяє планети земної групи від газових гігантів. (uk)
- 凍結線，也稱為雪線、霜線或冰線。在天文學或行星科學是太陽星雲中距離中心原恆星的特定距離，在那裏它足夠冷，可以讓會揮發的化合物，如水、氨、甲烷、二氧化碳和一氧化碳等凝結成固體冰粒。不同的揮發性物質在原恆星星雲不同部分的壓力（因此密度不同）下具有不同的凝結溫度，因此它們各自的凍結線位置會有所不同。凍結線的實際距離和溫度取決於用於計算水冰的物理模型和太陽星雲模型的模型：
* 在2.7AU的溫度為170 K（Hayashi，1981）。
* 在3AU的溫度為150K，3.2AU為143K（Podolak和Zucker，2010）。
* 3.1 AU（Martin and Livio，2012）。
* ≈150 K for μm大小的顆粒約在〜150K，Km大小的天體約在〜200K（D'Angelo和Podolak，2015）。 隨著星雲的演化，凝結/蒸發的前緣位置也會隨時間而變化。 對位於火星和木星之間的小行星帶進行的觀測表明，太陽系形成期間的雪線位於這一區域內。外層小行星是冰冷的C型小行星（如Abe等人2000年；Morbidelli等人2000年），而內層小行星基本上沒有水。這意味著，當行星形成時，雪線位於距太陽約2.7AU處。 例如，半長軸為2.77AU的穀神星（矮行星），幾乎完全位於太陽系形成過程中對雪線的較低估計值上。穀神星似乎有一個冰冷的地涵，甚至地表下可能有一個海洋。 (zh)
|
