LA LIGNE DES GLACES

En astrophysique et en planétologie, la ligne des glaces (ou ligne de glace), ligne de gel, ou ligne des neiges (ou ligne de neige), d'un système planétaire est la ligne isotherme 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.

Ainsi, cette ligne des glaces définit la frontière où les molécules simples se condensent (dihydrogène H2, diazote N2, dichlore Cl2, eau H2O, ammoniac NH3, sulfure d'hydrogène H2S, dioxyde de carbone CO2, méthane CH4, éthane C2H6). Cette ligne se situe à un peu moins de 5 unités astronomiques (≈700 millions de km) du Soleil, bien après la ceinture d'astéroïdes et juste avant l'orbite de Jupiter. Elle marque la séparation franche entre les planètes telluriques et les planètes gazeuses. 

L'évènement se passe il y a 4,5 milliards d'années au voisinage d'un bras spiral de la Galaxie. Dans un fragment de nébuleuse de gaz opaque tournant, de petits amas se constituent par accrétion. Parmi eux, notre futur Soleil se dégage alors que ses compagnons restent unis et se dispersent dans la Voie lactée. Au milieu de l'effondrement encore gazeux, une protoétoile grossit et tourne au centre d'un disque perpendiculaire à son axe de rotation. Aidée par la force de gravité, elle se contracte et va capter 99,86% de la masse totale du nuage. La température centrale augmente et le nuage va atteindre des températures de quelques millions de degrés kelvin. Cet échauffement du cœur va enclencher la mise en route du réacteur thermonucléaire. Dans cette phase les protons s'associent libérant de l'énergie sous l'effet de la force nucléaire. C’est la fusion de l'hydrogène en hélium, qui arrête la contraction de l'étoile et qui stabilise son volume. 

Notre Soleil est né ! C'est pas beau, ça ?

Le reste de la nébuleuse gazeuse du départ, dont la composition est identique à celle du Soleil, continue à perdre de la chaleur. Elle atteint la température à laquelle certains composés chimiques ne sont plus stables à l'état gazeux. Ces composés vont donc se condenser, non pas en liquides mais en solides, car la pression est très faible.

 
La nébuleuse se charge donc de grains solides de poussières que l'on appelle des  condensats.  Ce sont ces grains ballotés par la gravitation qui vont donner naissance à des objets de plus en plus gros. Le Soleil s'est formé par accrétion de la matière centrale attirant à lui tous le gaz proche et les planètes se sont formées sur le disque à partir des collisions multiples de particules solides et de reliques de matière et de gaz restant. Ce modèle de la nébuleuse qui tourne lentement sur elle-même et qui s'aplatit sous l'effet de la gravité, a été proposé pour la première fois en 1734 par Emanuel Swedenborg (1688-1772), puis en 1755 par Emmanuel Kant (1724-1804) et expliqué en 1796 par Pierre-Simon de Laplace (1749-1827).

Les orbites planétaires sont quasi coplanaires (sur le même plan), circulaires, concentriques et les planètes tournent toutes dans le même sens, qui est aussi celui de la rotation du Soleil sur lui-même.   Au sein du disque protoplanétaire, les objets se sont formées conformément aux abondances des éléments chimiques de la nébuleuse. L'hydrogène est largement prépondérant (≈75% de la masse), suivi de l'hélium (≈23%), les autres éléments (≈2%) sont d'autant moins abondants qu'ils sont lourds. 

À proximité du Soleil, en deçà de la ligne des glaces étaient les éléments lourds comme les silicates et les métaux. La température élevée ne permettait pas la condensation (passage de l'état gazeux à l'état solide) des molécules légères comme l'eau, l'ammoniac, le sulfure d'hydrogène, le dioxyde de carbone ou le méthane. C'est donc à cet endroit du disque que se sont formées les petits objets telluriques de faibles masses (Mercure, Vénus, Terre, Mars, astéroïdes). Peu abondante, la matière solide disponible n'a engendré que de petits objets. 

Au delà de la ligne des glaces, la température descend en dessous de 260 k et les molécules l'eau, l'ammoniac, le sulfure d'hydrogène, le dioxyde de carbone et le méthane se condensent. Grâce à la contribution des glaces, la quantité de matière solide disponible est alors plus importante. C'est donc à cet endroit du disque que se sont formés les gros noyaux solides de plus de 10 masses terrestres. Ces noyaux étaient si massifs qu'ils ont attiré le gaz restant de la nébuleuse. L'effondrement gravitationelle sur les gros noyaux, du gaz environnant principalement de l'hydrogène et de l'hélium, a formé les planètes géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune).

Autour de ces petits systèmes, de nombreux petits objets glacés (satellites) ont pu se regrouper. Jupiter a attiré tant de gaz qu'elle a fini par atteindre 318 masses terrestres. Si Saturne a une masse sensiblement inférieure (95 masses terrestres) c'est tout simplement qu'elle s'est formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible.

Dans ce processus de condensation, l'eau relativement abondante, a joué un rôle déterminant car parmi les molécules simples, la molécule d'eau est la première à condenser lorsque la température décroit (voir image). La condensation de l'eau aux environs de 260 K, marque la limite de la "ligne des glaces" qui sépare les planètes telluriques des planètes gazeuses. 

nota : La température dans la ceinture d'astéroïdes varie avec la distance du Soleil. Sur le bord intérieur de la ceinture d'astéroïdes à environ 2,2 unités astronomiques, les particules de poussière ont des températures de l'ordre de 200 K (-73°C), sur le bord extérieur de la ceinture à environ 3,2 ua, les particules de poussières ont des températures de l'ordre de 165 K (-108°C).