서리선

천문학 또는 행성과학에서 서리선(frost line) 또는 눈선(snow line) 혹은 얼음선(ice line)은 태양 성운의 중심 원시별로부터의 최소 거리로, 물, 암모니아, 메테인, 이산화 탄소 및 일산화 탄소와 같은 휘발성 화합물이 고체 알갱이로 응축되어 미행성으로 강착할 수 있을 만큼 온도가 낮은 지점을 말한다. 서리선 바깥에서는 (훨씬 더 풍부한) 기체 상태의 화합물이 비교적 쉽게 응축되어 거대 기체 행성과 거대 얼음 행성을 형성할 수 있는 반면, 서리선 안쪽에서는 더 무거운 화합물만이 강착되어 일반적으로 훨씬 작은 암석형 행성을 형성할 수 있다.

이 용어 자체는 지하수가 얼 수 있는 표면으로부터의 최대 깊이를 설명하는 토양학의 "동결선" 개념에서 차용한 것이다.

각 휘발성 물질은 자체적인 서리선을 가지고 있으므로(예: 일산화 탄소, 질소, 아르곤) 어떤 물질의 서리선을 지칭하는지 명시하는 것이 중요하지만, 특히 물 서리선에 대해서는 생략하는 경우가 흔하다. 달리 감지하기 어려운 물질의 경우 트레이서 기체를 사용할 수 있다. 예를 들어 일산화 탄소에는 다이아제닐륨이 사용된다.

 위치 
서로 다른 휘발성 화합물은 원시별 성운에서 서로 다른 부분압(따라서 서로 다른 밀도)에서 다른 응축 온도를 가지므로 각 서리선은 달라진다. 물 얼음의 서리선에 대한 실제 온도와 거리는 이를 계산하는 데 사용되는 물리 모델과 이론적인 태양 성운 모델에 따라 달라진다.
 2.7 천문단위 (AU; 하야시, 1981)에서 170K
 3.2 AU에서 143 K, 3 AU에서 150 K (포돌락과 주커, 2010)
 3.1 AU (마틴과 리비오, 2012)
 마이크로미터 크기 알갱이에 대해 ≈150 K, 킬로미터 크기 천체에 대해 ≈200 K (당젤로와 포돌락, 2015)

서리선의 위치는 시간에 따라 변하며, 태양 질량 별의 경우 이후 감소하기 전에 최대 의 반경에 도달할 수 있다.

 현재 서리선과 형성 당시 서리선 
응축/증발 전선의 반지름 위치는 성운이 진화함에 따라 시간이 지남에 따라 변한다. 가끔 서리선이라는 용어는 물 얼음이 안정할 수 있는 현재 거리(직사광선 아래에서도)를 나타내는 데도 사용된다. 이 현재 서리선 거리는 태양계 형성 당시 유효했던 형성 서리선 거리와 다르며, 약 5 AU와 같다.
차이가 발생하는 이유는 태양계 형성 당시 태양 성운은 불투명한 구름이었고 태양에 가까울수록 온도가 낮았으며 태양 자체도 덜 에너지가 넘쳤기 때문이다. 형성 후 얼음은 떨어지는 먼지에 묻혔고 표면 아래 몇 미터에서 안정적으로 유지되었다. 만약  이내의 얼음이 예를 들어 분화구에 의해 노출되면 상대적으로 빠르게 승화된다. 그러나 직사광선이 없는 곳에서는 얼음이 영구적으로 그림자가 진 극지방 분화구에 위치한다면 소행성(및 달과 수성) 표면에서 안정적으로 유지될 수 있으며, 그곳의 온도는 태양계의 나이 내내 매우 낮게(예: 달에서 ) 유지될 수 있다.

화성과 목성 사이에 위치한 소행성대 관측 결과에 따르면 태양계 형성 당시 물 서리선은 이 지역 내에 위치했다. 바깥쪽 소행성들은 얼음 C-형 천체(예: Abe 등 2000; Morbidelli 등 2000)인 반면, 안쪽 소행성대는 대부분 물이 없다. 이는 미행성 형성 시 서리선이 태양으로부터 약 2.7 AU에 위치했음을 의미한다.

예를 들어, 왜행성 세레스는 긴반지름 2.77 AU를 가지며 태양계 형성 당시 물 서리선의 하한 추정치와 거의 정확히 일치한다. 세레스는 얼음 맨틀을 가지고 있으며 심지어 표면 아래에 물의 바다가 있을 수도 있다. 평균 거리 3.1 AU에서 태양을 공전하는 24 테미스 표면에서 물 얼음이 감지되었다.

 행성 형성 
서리선 너머의 성운에서 온도가 낮아지면 미행성과 궁극적으로 행성으로 강착할 수 있는 고체 알갱이가 훨씬 더 많아진다. 따라서 서리선은 태양계에서 지구형 행성과 목성형 행성을 분리한다.
그러나 다른 여러 별 주위의 서리선 안쪽에서 뜨거운 목성이라 불리는 거대 행성들이 발견되었다. 이들은 서리선 바깥에서 형성된 후 현재 위치로 행성 이동했을 것으로 생각된다.Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C. 서리선까지의 거리의 4분의 1도 안 되는 곳에 위치하면서도 거대 행성이 아닌 지구는 메테인, 암모니아, 수증기가 빠져나가는 것을 막을 수 있는 적절한 중력을 가지고 있다. 메테인과 암모니아가 지구 대기에 희귀한 것은 광합성으로 인해 산소가 풍부한 대기에서 불안정하기 때문이며, 광합성 생화학은 한때 풍부한 메테인과 암모니아가 있었음을 시사하지만, 물론 그러한 대기에서 화학적으로 안정적인 액체 물과 얼음이 지구 표면의 대부분을 이룬다.

연구자 레베카 마틴과 마리오 리비오는 거대 행성이 자신의 궤도 안쪽에서 행성 형성을 방해하기 때문에 소행성대가 서리선 근처에 형성되는 경향이 있을 수 있다고 제안했다. 약 90개 별 주위에서 발견된 따뜻한 먼지의 온도를 분석한 결과, 그들은 먼지(따라서 가능한 소행성대)가 일반적으로 서리선 근처에서 발견된다는 결론을 내렸다. 근본적인 메커니즘은 1,000~10,000년의 시간 척도에서 서리선의 열적 불안정성으로 인해 비교적 좁은 별주위 고리에 먼지 물질이 주기적으로 침착되는 것일 수 있다.

 같이 보기 
 생명체 거주가능 영역
 성운설
 태양 성운

 각주 

 외부 링크 

 The thermal structure and the location of the snow line in the protosolar nebula: axisymmetric models with full 3-D radiative transfer by M. Min, C.P. Dullemond, M. Kama, C. Dominik 
 On the Snow Line in Dusty Protoplanetary Disks by D. D. Sasselov and M. Lecar

분류:행성과학
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