En astronomía o ciencia planetaria , la línea de escarcha , también conocida como línea de nieve o línea de hielo , es la distancia particular en la nebulosa solar desde la protoestrella central donde es lo suficientemente frío para compuestos volátiles como agua , amoníaco , metano , dióxido de carbono . y monóxido de carbono para condensarse en granos de hielo sólidos.
Cada sustancia volátil tiene su propia línea de nieve (p. ej., monóxido de carbono, [1] nitrógeno, [2] y argón [3] ), por lo que es importante especificar siempre la línea de nieve de qué material se trata. Se puede usar un gas trazador para materiales que son difíciles de detectar; por ejemplo , diazenilio para monóxido de carbono.
Diferentes compuestos volátiles tienen diferentes temperaturas de condensación a diferentes presiones parciales (por lo tanto, diferentes densidades) en la nebulosa protoestrella, por lo que sus respectivas líneas de congelación serán diferentes. La temperatura real y la distancia de la línea de nieve del hielo de agua dependen del modelo físico utilizado para calcularla y del modelo teórico de la nebulosa solar:
La posición radial del frente de condensación/evaporación varía con el tiempo, a medida que evoluciona la nebulosa. Ocasionalmente, el término línea de nieve también se usa para representar la distancia actual a la que el hielo de agua puede ser estable (incluso bajo la luz solar directa). Esta distancia actual de la línea de nieve es diferente de la distancia de la línea de nieve de formación durante la formación del Sistema Solar y equivale aproximadamente a 5 AU. [8] 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, [ cita requerida ]y el Sol mismo era menos energético. Después de la formación, el hielo quedó enterrado por la caída de polvo y se ha mantenido estable a unos pocos metros por debajo de la superficie. Si el hielo dentro de 5 AU 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 la Luna y Mercurio) si está ubicado en cráteres polares permanentemente sombreados, donde la temperatura puede permanecer muy baja durante la edad del Sistema Solar (por ejemplo, 30–40 K en la Luna).
Las observaciones del cinturón de asteroides , ubicado entre Marte y Júpiter, sugieren que la línea de nieve del agua durante la formación del Sistema Solar estaba ubicada dentro de 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 interior de asteroides está prácticamente desprovisto de agua. Esto implica que cuando se produjo la formación planetesimal, la línea de nieve se encontraba a unas 2,7 UA del Sol. [6]
Por ejemplo, el planeta enano Ceres con un semieje mayor de 2,77 AU se encuentra casi exactamente en la estimación más baja de la línea de nieve del agua durante la formación del Sistema Solar. Ceres parece tener un manto helado e incluso puede tener un océano de agua debajo de la superficie. [9] [10]