Don çizgisi (astrofizik) - Frost line (astrophysics)
Gelen astronomi veya gezegen bilimi , donma hattı olarak da bilinen, kar hattı ya da buz hattı , özellikle de bir mesafe güneş bulutsu merkezinden Önyıldız bu soğuk yeterlidir uçucu gibi bileşikler , su , amonyak , metan , karbon dioksit ve katı buz tanelerine yoğunlaşmak için karbon monoksit .
Her uçucu maddenin kendi kar çizgisi vardır (örn. Karbon monoksit, nitrojen ve argon), bu nedenle hangi malzemenin kar çizgisinin kastedildiğini her zaman belirtmek önemlidir. Tespit edilmesi zor malzemeler için bir izleyici gaz kullanılabilir; örneğin karbon monoksit için diazenilyum .
Terim, toprak bilimindeki " donma çizgisi " nosyonundan ödünç alınmıştır .
yer
Farklı uçucu bileşikler, protostar bulutsudaki farklı kısmi basınçlarda (dolayısıyla farklı yoğunluklarda) farklı yoğunlaşma sıcaklıklarına sahiptir, bu nedenle ilgili donma çizgileri farklı olacaktır. Su buzunun kar çizgisinin gerçek sıcaklığı ve mesafesi, onu hesaplamak için kullanılan fiziksel modele ve teorik güneş bulutsusu modeline bağlıdır:
- 2.7 AU'da 170 K (Hayashi, 1981)
- 3,2 AU'da 143 K ila 3 AU'da 150 K (Podolak ve Zucker, 2010)
- 3.1 AU (Martin ve Livio, 2012)
- Μm boyutlu taneler için ≈150 K ve km boyutlu gövdeler için ≈200 K (D'Angelo ve Podolak, 2015)
Formasyon kar çizgisine karşı mevcut kar çizgisi
Bulutsu geliştikçe, yoğunlaşma / buharlaşma cephesinin radyal konumu zamanla değişir. Bazen, kar çizgisi terimi , su buzunun stabil olabileceği mevcut mesafeyi temsil etmek için de kullanılır (doğrudan güneş ışığı altında bile). Bu mevcut kar çizgisi mesafesi, Güneş Sisteminin oluşumu sırasındaki oluşum kar çizgisi mesafesinden farklıdır ve yaklaşık olarak 5 AU'ya eşittir. Farklılığın nedeni, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında, güneş bulutsusunun, Güneş'e yakın sıcaklıkların daha düşük olduğu ve Güneş'in kendisinin daha az enerjik olduğu opak bir bulut olmasıydı. Oluşumdan sonra, buz biriken tozla gömüldü ve yüzeyin birkaç metre altında sabit kaldı. 5 AU içindeki buz, örneğin bir krater tarafından açığa çıkarılırsa, kısa zaman ölçeklerinde süblimleşir . Bununla birlikte, doğrudan güneş ışığından uzak buz, Güneş Sistemi yaşı boyunca sıcaklığın çok düşük kalabileceği (örneğin 30-40), kalıcı olarak gölgeli kutup kraterlerinde yer alıyorsa, asteroitlerin (ve Ay ve Merkür'ün) yüzeyinde sabit kalabilir. Ay'da K).
Mars ve Jüpiter arasında yer alan asteroit kuşağında yapılan gözlemler , Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasındaki su kar çizgisinin bu bölgede yer aldığını gösteriyor. Dış asteroitler buzlu C sınıfı nesnelerdir (örn. Abe ve diğerleri 2000; Morbidelli ve diğerleri 2000), oysa iç asteroit kuşağı büyük ölçüde sudan yoksundur. Bu, gezegenimsi oluşum meydana geldiğinde kar çizgisinin Güneş'ten yaklaşık 2,7 AU uzaklıkta olduğu anlamına gelir.
Örneğin, yarı büyük ekseni 2,77 AU olan cüce gezegen Ceres , Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında neredeyse tam olarak su karı çizgisinin daha düşük tahmininde yer almaktadır. Ceres buzlu bir örtüye sahip gibi görünüyor ve hatta yüzeyin altında bir su okyanusu bile olabilir.
Gezegen oluşumu
Donma hattının ötesinde nebulada alt sıcaklık için daha birçok katı taneleri kullanılabilir hale getirir toplanma içine gezegenciklere ve sonunda gezegenlerin . Bu nedenle donma çizgisi, karasal gezegenleri Güneş Sistemindeki dev gezegenlerden ayırır . Bununla birlikte, diğer birkaç yıldızın (sözde sıcak Jüpiterler ) etrafında donma çizgisinin içinde dev gezegenler bulundu . Donma çizgisinin dışında oluştukları ve daha sonra şimdiki konumlarına içe doğru göç ettikleri düşünülmektedir . Donma hattına uzaklığının dörtte birinden daha az olan ancak dev bir gezegen olmayan Dünya, metan, amonyak ve su buharının ondan kaçmasını önlemek için yeterli yerçekimine sahiptir. Metan ve amonyak bir tek dengesiz yapılarından dolayı Dünya atmosferinde nadirdir oksijen açısından zengin bir atmosfer olduğunu yaşam formları (büyük ölçüde yeşil bitkiler) elde edilen sonuçlar biyokimya tek seferde bol metan ve amonyak önerir, ancak tabii ki bir sıvı su ve buz , hangi Böyle bir atmosferde kimyasal olarak kararlıdırlar, Dünya yüzeyinin çoğunu oluştururlar.
Araştırmacılar Rebecca Martin ve Mario Livio , çevredeki dev gezegenlerin yörüngelerinde gezegen oluşumunu bozması nedeniyle asteroit kuşaklarının donma çizgisinin çevresinde oluşma eğiliminde olabileceğini öne sürdüler. Yaklaşık 90 yıldız civarında bulunan ılık tozun sıcaklığını analiz ederek, tozun (ve dolayısıyla olası asteroit kuşakları) tipik olarak donma çizgisine yakın olduğu sonucuna vardılar. Bunun altında yatan mekanizma, 1.000 - 10.000 yıllık zaman ölçeklerinde kar çizgisinin ısıl dengesizliği olabilir ve bu da nispeten dar çevresel yıldız halkalarında toz materyalinin periyodik olarak birikmesine neden olur.