霜線（天体物理学）

天文学や惑星科学において、霜線（雪線または氷線とも呼ばれる）とは、太陽系星雲の中心原始星から、水、アンモニア、メタン、二酸化炭素、一酸化炭素などの揮発性化合物が固体粒子に凝縮し、微惑星へと集積するのに十分な温度になる最小距離のことである。この線より外側では、通常は気体である化合物（こちらの方がはるかに豊富に存在する）が比較的容易に凝縮し、ガス惑星や氷惑星が形成される。一方、この線より内側では、より重い化合物のみが集積し、一般的にずっと小さな岩石惑星が形成される。

この用語自体は、土壌科学における「凍結線」という概念から借用されたもので、地下水が凍結できる地表からの最大深度を表す。

揮発性物質にはそれぞれ独自の凍結線（例えば、一酸化炭素^{[ 1 ]} 、窒素^{[ 2 ]}、アルゴン^{[ 3 ]} ）があるため、どの物質の凍結線を参照しているかを常に明記することが重要ですが、特に水の凍結線については省略されることがよくあります。検出が困難な物質には、トレーサーガスを使用する場合があります。例えば、一酸化炭素にはジアゼニリウムが使用されます。

原始星雲では、揮発性化合物によって分圧（したがって密度）が異なるため、凝縮温度も異なり、それぞれの霜線も異なります。水氷の霜線の実際の温度と距離は、計算に使用される物理モデルと理論的な太陽星雲モデルに依存します。

• 2.7天文単位（AU）で170 K （林、1981） ^{[ 4 ]}
• 3.2 AUで143 Kから3 AUで150 Kまで（PodolakとZucker、2010）^{[ 5 ]}
• 3.1 AU (Martin と Livio、2012) ^{[ 6 ]}
• μmサイズの粒子では約150 K、kmサイズの物体では約200 K（D'Angelo and Podolak、2015）^{[ 7 ]}

霜線の位置は時間とともに変化し、最大半径に達する可能性がある。 太陽質量の恒星の場合、17.4 AUから始まり、その後減少する。 ^{[ 8 ]}

凝結/蒸発前線の半径方向の位置は、星雲の進化に伴って時間とともに変化します。霜線という用語は、水氷が安定して存在できる現在の距離（直射日光下でも）を表すためにも使用されることがあります。この現在の霜線距離は、太陽系形成時に有効であった形成霜線距離とは異なり、約 5 AU に相当します。^{[ 9 ]} この違いの理由は、太陽系形成時には、太陽星雲は不透明な雲であり、太陽に近いほど温度が低く、太陽自体のエネルギーも低かったためです。形成後、氷は落下する塵によって埋もれ、表面から数メートル下で安定して存在しています。5 AU以内の氷が、例えばクレーターによって露出すると、比較的速やかに昇華します。しかし、直射日光が当たらない場所であれば、氷は小惑星（および月や水星）の表面で安定した状態を保つことができる。それは、永久に日陰になっている極地のクレーターに位置している場合で、そこでは太陽系の年齢にわたって温度が非常に低いまま維持される可能性がある（例えば、月では30～40K ）。

火星と木星の間にある小惑星帯の観測から、太陽系形成時の水の霜線はこの領域内にあったことが示唆されている。外側の小惑星は氷のCクラス天体（例：Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000）であるのに対し、内側の小惑星帯はほとんど水がない。これは、微惑星形成が起こったとき、霜線が太陽から約2.7 AUのところにあったことを示唆している。^{[ 6 ]}

例えば、軌道長半径が2.77 AU の準惑星ケレスは、太陽系形成時の水の霜線の下限推定値とほぼ一致しています。ケレスは氷のマントルを持っているようで、表面の下には水の海がある可能性さえあります。^{[ 10 ] [ 11 ]}太陽から平均 3.1 AU の距離で公転する24 テミスの表面で水の氷が検出されています。 ^{[ 12 ]}

霜線より外側の星雲の温度が低いため、微惑星や最終的には惑星に集積するための固体粒子がはるかに多くなります。そのため、霜線は太陽系内の地球型惑星と巨大惑星を隔てています。 ^{[ 13 ]} しかし、他のいくつかの恒星の周りの霜線の内側に巨大惑星が発見されています（いわゆるホットジュピター）。これらは霜線の外側で形成され、後に現在の位置まで内側に移動したと考えられています。 ^{[ 14 ] [ 15 ]} 霜線までの距離の4分の1未満に位置するが巨大惑星ではない地球は、メタン、アンモニア、水蒸気が逃げ出さないようにするのに十分な重力を持っています。メタンとアンモニアが地球の大気中に稀なのは、光合成によって生じる酸素豊富な大気中では不安定であるためである。光合成の生化学的性質からすると、かつてはメタンとアンモニアが豊富に存在していたと考えられるが、もちろん、そのような大気中で化学的に安定している液体の水と氷が地球の表面の大部分を形成している。

研究者のレベッカ・マーティンとマリオ・リビオは、近くの巨大惑星が軌道内での惑星形成を妨害するため、小惑星帯は霜線付近で形成される傾向があると提唱した。約90個の恒星の周囲で見つかった暖かい塵の温度を分析することで、塵（したがって小惑星帯の可能性）は通常霜線の近くで見つかるという結論に至った。^{[ 16 ]}根本的なメカニズムは、1,000～10,000年の時間スケールでの霜線の熱的不安定性であり、その結果、塵物質が比較的狭い周星リングに周期的に堆積する可能性がある。^{[ 17 ]}

• 恒星の居住可能領域
• 星雲仮説
• 太陽星雲

• 原始太陽系星雲の熱構造とスノーラインの位置：完全な3次元放射伝達を考慮した軸対称モデル（M. Min、CP Dullemond、M. Kama、C. Dominik著）
• D.D.サセロフとM.レカーによる「塵に覆われた原始惑星系円盤におけるスノーラインについて」