Ligne des glaces

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En astrophysique et en planétologie, la ligne des glaces[1],[2] (ou ligne de glace[3]), ligne de gel[4], ou ligne des neiges[5] (ou ligne de neige[6]), d'un système planétaire est la ligne isotherme[7] 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[8].

Formation des planètes

Dans un système planétaire en formation, la ligne des glaces est la distance limite à la protoétoile au-delà de laquelle, au sein du disque protoplanétaire qui l'entoure, l'eau (H2O) n'existe que sous forme de glace[9]. À partir de cette distance limite, la température au sein du disque protoplanétaire est suffisamment basse pour que l'eau et d'autres composés volatils — tels que l'ammoniac (NH3), le méthane (CH4), le monoxyde de carbone (CO) et le dioxyde de carbone (CO2) — puissent se condenser en des grains solides de glaces[a].

Ligne fictive, la ligne des glaces marque la limite séparant, au sein d'un disque protoplanétaire, la composante gazeuse des molécules associées au carbone (C), à l'azote (N) et à l'oxygène (O) de leur composante solide[10]. Cette limite est définie par la température de condensation de l'eau[b],[10]. Elle marque la séparation entre les planètes telluriques et les planètes géantes[10], celles-ci ne pouvant se former qu'au-delà de la ligne des glaces[10]. En effet, lors de la formation d'un système planétaire, les seuls composés chimiques existant à l'état solide en deçà de la ligne des glaces sont les éléments lourds tels que les métaux et les silicates[10]. Étant relativement peu abondants, la quantité de matière solide disponible est limitée et seules des planètes telluriques peuvent se former par accrétion des particules solides du disque protoplanétaire[10]. Au-delà de la ligne des glaces, la quantité de matière solide disponible est plus importante grâce à la contribution des glaces — méthane (CH4), ammoniac (NH3), neige carbonique (CO2), glace d'eau (H2O), etc. — et des planètes plus massives, les planètes géantes, peuvent se former[10].

Température et distance de la ligne de glace de quelques espèces chimiques

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Espèce chimique Formule chimique Température
de condensation		 Distance correspondante
dans le système solaire
Eau H2O ~ 130 K 3 ua[11],[12]
Méthane CH4 ~ 90 K
Ammoniac NH3
Monoxyde de carbone CO ~ 20 K[13] 30 ua[14]
Dioxyde de carbone CO2
Dihydrogène H2

Notes et références

Notes

  1. ↑ On parle de glaces, au pluriel, parce que[réf. nécessaire] NH3, CH4, CO et CO2 forment comme H2O des solides transparents, incolores et peu rigides.[réf. nécessaire]
  2. ↑ Les modèles de nébuleuse solaire estiment tous que la pression y était inférieure à quelques centaines de pascals, et donc inférieure au point triple de l'eau (611 Pa) : celle-ci ne peut donc pas être liquide, mais seulement solide ou gazeuse en fonction de la température.

Références

  1. ↑ Thérèse Encrenaz (préf. de James Lequeux), Les Planètes : les nôtres et les autres (de la Terre aux exoplanètes), Les Ulis, EDP Sciences, coll. « Une Introduction à... », [1re éd.], 187 p., 24 cm (ISBN 2-7598-0444-5 et 978-2-7598-0444-3, OCLC 690382327, BNF 42166315, présentation en ligne), p. 44 [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
  2. ↑ Thérèse Encrenaz et al., Le Système solaire, Les Ulis et Paris, EDP Sciences et CNRS Éditions, coll. « Savoirs actuels / Astrophysique », [nouvelle éd.], XVI-529 p., 23 cm (ISBN 2-86883643-7, 978-2-86883643-4, 2-27105845-7 et 978-2-27105845-4, OCLC 57458722, BNF 39048369, présentation en ligne), p. 501 [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
    Les coauteurs de l'ouvrage sont, outre Thérèse Encrenaz : Maria-Antonietta Barucci, Jean-Pierre Bibring, Michel Blanc, Françoise Roques et Philippe Zarka.
  3. ↑ Christophe Sotin, Olivier Grasset et Gabriel Tobie (préf. de Pierre Encrenaz), Planétologie : géologie des planètes et des satellites, Paris, Dunod, coll. « Sciences Sup », VIII-347-[16], 17 × 24 cm (ISBN 2-10-006506-8 et 978-2-10-006506-6, OCLC 434378980, BNF 41483050, présentation en ligne) [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
  4. ↑ Alain R. Meunier, La Naissance de la Terre : de sa formation à l'apparition de la vie, Paris, Dunod, coll. « UniverSciences », [6e éd.], 253 p., 14 × 22 cm (ISBN 2-10-070682-9 et 978-2-10-070682-2, OCLC 870665167, BNF 43757236, présentation en ligne), p. 39 et s. [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
  5. ↑ Giovanni F. Bignami (trad. de l'italien par Christelle Freund), Des Étoiles et des hommes : le fil rouge du Big bang à la vie [« I Marziano siamo noi : un fillo rosso dal big bang alla vita »], Paris, Le Cherche midi, coll. « Documents », [1re éd.], 238 p., 14 × 22 cm (ISBN 2-7491-2773-4 et 978-2-7491-2773-6, OCLC 829977743, BNF 42805365, présentation en ligne) [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
  6. ↑ Matthieu Gounelle, Météorites : à la recherche de nos origines, Paris, Flammarion, coll. « Documents et essais », [1re éd.], 213-[16], 15,2 × 24 cm (ISBN 2-0812-9296-3 et 978-2-0812-9296-3, OCLC 865060124, BNF 43722236, présentation en ligne) [lire en ligne (page consultée le 29 mai 2016)].
  7. ↑ Baptiste Journaux, Pétrologie et rhéologie des glaces planétaires de haute pression (thèse de doctorat préparée sous la direction d'Isabelle Daniel et soutenue publiquement le à l'École normale supérieure de Lyon, dans le cadre de l'École doctorale des matériaux de l'université de Lyon, en partenariat avec le Laboratoire de géologie de Lyon : terre, planètes et environnement), Lyon, École normale supérieure de Lyon, , 189-[1], A4 (présentation en ligne, lire en ligne), chap. 1 (« Les corps planétaires riches en eau, et leurs glaces »), [sec. 1.1] (« Corps planétaires riches en H2O »), p. 12.
  8. ↑ Entrée « ligne de condensation » [html], sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris (consulté le ).
  9. ↑ Franck Selsis, « Formation et évolution des exoplanètes géantes », Reflets de la physique. Bulletin de la Société française de physique, no 154,‎ , p. 5-9 (DOI 10.1051/refdp/200615401, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
  10. ↑ a b c d e f et g Florence Trouillet, « Venus, Terre et Mars... des destins très différents » [html], sur acces.ens-lyon.fr, École normale supérieure de Lyon, mis à jour le 9 mai 2016 (consulté le ).
  11. ↑ (en) Chunhua Qi, Karin Oberg, David Wilner, Paola d'Alessio, Edwin Bergin, Sean M. Andrews, Geoffrey A. Blake, Michiel Hogerheijde, Ewine F. van Dishoeck, « Planets and the Snow Line », cfa-www.harvard.edu,‎ (lire en ligne)
  12. ↑ « Une explosion d’étoile révèle la limite eau-neige », sur www.eso.org (consulté le ).
  13. ↑ (en) Alice Zurlo, « Imaging the water snow-line during a protostellar outburst », Nature, Nature Publishing Group, vol. 535, no 7611,‎ , p. 258–261 (ISSN 1476-4687, DOI 10.1038/nature18612, lire en ligne, consulté le ).
  14. ↑ De la neige dans un système planétaire en formation, Observatoire européen austral, 18 juillet 2013 : « Autour d'une étoile comme le Soleil dans un système planétaire semblable au nôtre, […] la limite neigeuse du monoxyde de carbone correspondrait à l'orbite de Neptune. »

Voir aussi

Liens externes