雪線 (天文学)

天文学における「雪線」とは、新しい星が生まれる際にその周囲に形成される円盤状のガスと塵（原始惑星系円盤）の中で、水やアンモニア、メタンといった特定の揮発性物質が気体から固体、すなわち氷へと姿を変える境目となる温度、そしてその温度が達成される中心星からの距離を指します。この境界は「氷境界」や「スノーライン」とも呼ばれ、惑星系の形成過程を理解する上で鍵となる概念です。

この雪線における温度は、原始惑星系円盤の密度などの環境要因によって変化しますが、水の雪線の場合、概ね150ケルビン（約-123℃）程度と見積もられています。この温度よりも中心星に近い側（内側）では、水は主に気体の水蒸気として存在します。一方、雪線の外側では、温度が十分に低いため水は氷として固体で存在することができます。水の昇華（固体から気体への変化）が起きる温度は約170ケルビンですが、雪線では凝集（気体から固体への変化）が優位になる低温条件が重要となります。

太陽系の場合、かつて水の雪線は現在の小惑星帯（メインベルト）の辺り、太陽から約2.7天文単位（au、地球と太陽の平均距離を1とした単位）のところに位置していたと考えられています。この水の雪線が、太陽系における惑星形成のプロセスに大きな影響を与えました。

雪線の内側、すなわち岩石質の物質は固体で存在するものの、水は気体である領域では、惑星の材料となる固体物質の総量が限られます。そのため、ここで形成される惑星は主に岩石でできた比較的小型の天体となり、地球や金星のような地球型惑星が誕生しやすい環境でした。対照的に、雪線の外側では、岩石物質に加えて大量の水の氷が固体として利用可能です。この豊富な固体物質は、原始惑星系円盤内での塵や微惑星が集まってより大きな天体を形成する「降着」のプロセスを非常に効率的に進めます。固体物質で構成される十分な大きさの核が形成されると、その重力によって円盤のガス成分を大量に引き寄せ、木星や土星のような巨大なガス惑星や、天王星や海王星のような氷に富む巨大惑星が誕生しやすくなります。このように、雪線は原始惑星系円盤を、地球型惑星が形成される領域と巨大惑星が形成される領域とに分ける自然な境界線として機能したと考えられています。

近年、チリにあるアルマ望遠鏡のような先進的な観測装置を用いることで、太陽系外の若い星の周囲にある原始惑星系円盤においても雪線の存在が観測によって確認されています。例えば、2013年には若い恒星うみへび座TW星の円盤で一酸化炭素の雪線が、そして2016年にはオリオン座V883星の円盤で水の雪線が直接的に捉えられました。これらの発見は、雪線の概念が太陽系に限らず普遍的なものであることを示唆しています。

雪線の位置は固定的なものではなく、原始惑星系円盤が進化するにつれて時間とともに大きく変動することも重要な側面です。星が誕生した直後の、中心星へ大量の物質が不安定に降り積もる活動的な段階（オリオン座FU型星のような時期）では、円盤全体が高温であるため、水の雪線は中心星から10auよりも遠い位置に広がっていると予測されています。しかし、円盤が安定し、中心星への物質の降着率が低下して円盤が冷却されると、雪線は内側へと移動します。例えば、降着率が10⁻⁹太陽質量/年程度まで低下した場合、水の雪線は0.7auといった非常に内側の領域にまで縮小すると計算されています。さらに円盤の進化が進み、ガス成分が散逸して固体物質が主体の「デブリ円盤」へと変化し始めると、円盤の不透明度が下がってより深い部分まで光が届くようになるため、再び雪線は外側へと拡大し、2au程度の位置に戻ると考えられています。

このように、雪線は原始惑星系円盤における揮発性物質の存在形態を決定し、惑星がどのように、どこに形成されるかを理解するための基本的な要素です。その動的な性質や観測による実証は、今日の惑星系形成論研究において活発な研究対象となっています。

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