Astronomia

Linha de neve: o que explica, e o que não explica sozinha, na divisão entre planetas rochosos e gigantes

Publicado em 12/10/2026 · Última alteração em 12/10/2026

Assuntos: Sistema Solar

A linha de neve é a distância do Sol a partir da qual a água do disco primitivo congelava, em temperaturas de cerca de 145 a 170 K. Além dela, o gelo aumenta a quantidade de sólidos (cerca de 4 vezes, num modelo de disco de massa mínima), o que ajuda a formar núcleos de gigantes antes de o gás sumir. Mas é só parte da resposta: por que o interior ficou seco mesmo depois de esfriar segue em debate.

O disco primitivo era o disco de gás e poeira em volta do jovem Sol, de onde saíram os planetas. Era mais quente perto da estrela e mais frio longe. A linha de neve (ou linha do gelo) é a distância a partir da qual a temperatura cai o bastante para o vapor de água virar gelo e se juntar aos grãos de rocha e metal que já existiam. A distância costuma ser dada em unidades astronômicas (UA): 1 UA é a distância entre a Terra e o Sol. Pelo modelo de acreção de núcleo, Júpiter e Saturno teriam começado como núcleos sólidos que só depois atraíram gás, e esse núcleo precisava crescer antes de o gás do disco se dissipar. A água é só uma das substâncias que congelam em lugares diferentes do disco, cada uma com sua própria linha.

A água da Terra e o problema da linha de neve

A Terra tem no máximo cerca de 0,1% de água em massa. Segundo Morbidelli e colegas, que citam Marty (2012), isso combina com um planeta formado sobretudo de planetesimais secos locais. O que não está claro é por que o interior continuou seco depois de esfriar.

Por que o gelo ajuda a formar gigantes

Num modelo de disco de massa mínima, o gelo além da linha de neve eleva a densidade de sólidos por um fator de cerca de 4, e a massa dos embriões de crescimento mais rápido varia com essa densidade elevada a 3/2 (Lecar et al.). Isso importa porque o núcleo de um gigante, de cerca de 10 massas da Terra, precisa se formar em 1 a 10 milhões de anos. Colisões entre planetesimais de quilômetros são lentas; simulações de acreção de seixos encurtam o tempo por fatores de 30 a 1.000 a 5 UA, em condições específicas do disco (Lambrechts e Johansen).

Uma linha que se move e que não tem lugar único

A linha de neve não é fixa. Ela é uma curva que varia com a altura no disco, e no plano médio ela recua para perto do Sol conforme o disco perde massa e esfria: cerca de 3 UA numa fase inicial, cerca de 1 UA depois, segundo modelos citados por Morbidelli et al. Num disco de massa mínima, Lecar et al. obtiveram 1,6 a 1,8 UA, enquanto os asteroides apontam para cerca de 2,7 UA. A incerteza vem dos parâmetros do disco, não de um erro de conta.

Como sabemos: asteroides e meteoritos

As pistas vêm de dois lugares. No cinturão de asteroides, os de tipo C, ricos em gelo, são abundantes na parte externa e a parte interna é pobre em água; é daí que vem a estimativa de cerca de 2,7 UA, evidência que já foi questionada (Lecar et al.). Nos meteoritos de ferro, isótopos de molibdênio e tungstênio revelam dois reservatórios separados entre cerca de 1 e 3 a 4 milhões de anos após o início do Sistema Solar. Kruijer et al. veem em Júpiter o mecanismo mais plausível dessa separação, mas a divisão também poderia refletir mudança de composição do disco.

Onde a explicação simples não basta

Dizer que o interior é rochoso porque era quente demais para o gelo é uma simplificação. O disco também esfriou no interior antes de o gás sumir, mas a Terra tem no máximo cerca de 0,1% de água em massa e os condritos ordinários têm muito pouca. Esse é o problema da linha de neve. Morbidelli et al. propõem que o gás perto da linha já vem seco e que o gelo só chegaria por deriva de partículas, interrompida por um precursor de Júpiter acima de 20 massas terrestres. É uma hipótese em discussão, não consenso.

Como sabemos

O conceito e a ordem de grandeza são sólidos, mas boa parte do mecanismo (valor da linha, por que o interior ficou seco) vem de modelos e hipóteses em discussão.

Em debate: A linha de neve explica por que o gelo era abundante longe do Sol, mas o disco esfriou também no interior antes de o gás sumir. Propostas incluem o bloqueio da deriva de gelo por um núcleo gigante (Morbidelli et al., 2016) e outras citadas por eles, sem consenso.

• Evidência forte: A linha de neve é a região a partir da qual a temperatura do disco cai abaixo de cerca de 145 a 170 K, e o gelo de água se forma; o valor exato depende da pressão parcial do vapor de água. [1] Introduction
  Contexto: Disco protoplanetário em geral; o intervalo é resultado de modelos de equilíbrio de condensação. · Limitações: Conversão para Celsius feita por nós: 145 a 170 K equivalem a cerca de -128 a -103 °C (subtraindo 273,15). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Num modelo de disco de massa mínima, o gelo de água além da linha de neve aumenta a densidade de sólidos por um fator de cerca de 4, e a massa dos embriões que crescem mais depressa varia com essa densidade elevada a 3/2. [1] Abstract
  Contexto: Disco de massa mínima, que reconstrói a massa necessária para formar os planetas atuais. · Limitações: O fator depende do modelo. Morbidelli et al. citam que a água responde por cerca de 50% da massa de todas as espécies condensáveis, o que, se só a água contasse, daria um fator menor que 4. · Valor de modelo, não medido diretamente no disco do Sistema Solar. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Os objetos do Sistema Solar interno (planetas terrestres e asteroides do cinturão interno) são pobres em água, enquanto os do Sistema Solar externo (asteroides primitivos do cinturão externo, a maioria dos satélites dos gigantes, objetos do cinturão de Kuiper e cometas) são ricos em água. [2] Abstract
  Contexto: Sistema Solar atual. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Dados isotópicos de meteoritos de ferro indicam que o núcleo sólido de Júpiter cresceu até cerca de 20 massas da Terra em menos de 1 milhão de anos após o início do Sistema Solar, e depois até cerca de 50 massas terrestres, até pelo menos 3 a 4 milhões de anos. [4] Significance
  Contexto: Inferência sobre Júpiter a partir de isótopos de molibdênio e tungstênio em meteoritos de ferro. · Limitações: A datação depende de a separação entre os dois grupos de meteoritos ter sido causada por Júpiter; os autores a chamam de mecanismo mais plausível, não único possível. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: No modelo de acreção de núcleo, o núcleo sólido de cerca de 10 massas da Terra de um planeta gigante precisa se formar antes que o gás do disco se dissipe, o que ocorre em 1 a 10 milhões de anos. [3] Abstract
  Contexto: Modelo de acreção de núcleo para planetas gigantes. · Limitações: Valor típico de discos observados; Kruijer et al. citam núcleos de cerca de 10 a 20 massas terrestres. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Simulações numéricas indicam que a acreção de seixos de centímetros pode encurtar o tempo de crescimento do núcleo por um fator de 30 a 1.000 a 5 UA, em comparação com a acreção por planetesimais de quilômetros, o que resolveria o conflito de escala de tempo da acreção de núcleo. [3] Abstract
  Contexto: Resultado de simulação, não observação direta de núcleos em formação. · Limitações: O resultado exige razão poeira/gás próxima de 1 no plano médio do disco, crescimento de partículas até mm e cm, e planetesimais massivos ou pouca pressão do gás. · Teoria apoiada em simulação; depende de condições específicas do disco. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: A posição da linha de neve no Sistema Solar primitivo é incerta: num disco de massa mínima com parâmetros convencionais ela fica em 1,6 a 1,8 UA, mas as evidências do cinturão de asteroides apontam para cerca de 2,7 UA, e deslocá-la até lá exige aumentar opacidade, taxa de acreção ou massa do disco. [1] Introduction
  Contexto: Estudo de 2006; resultados dependem de opacidade, taxa de acreção e massa do disco. · Limitações: O próprio artigo registra que essa evidência já foi questionada e que há alternativas propostas. · Estimativa de modelo comparada a uma evidência indireta, ambas com incerteza. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A linha de neve não é um círculo único: no disco, ela é uma curva que varia com a altura acima do plano, e sua posição no plano médio muda ao longo do tempo conforme a taxa de acreção do disco cai (cerca de 3 UA numa fase inicial, cerca de 1 UA mais tarde). [2] 1. Introduction
  Contexto: Resultados de modelos térmicos de disco, citados em Morbidelli et al. (2016). · Limitações: Segundo Morbidelli et al., que citam Hueso e Guillot, Oka e outros; não lemos esses modelos. Os valores de 3 UA e 1 UA correspondem a taxas de acreção de cerca de 3×10^-8 e 5×10^-9 massas solares por ano. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Isótopos de molibdênio e tungstênio em meteoritos de ferro mostram dois reservatórios genéticos distintos (carbonáceo e não carbonáceo) que coexistiram, separados, entre cerca de 1 milhão e 3 a 4 milhões de anos após a formação do Sistema Solar. [4] Abstract
  Contexto: Meteoritos de ferro, fragmentos de núcleos metálicos dos primeiros planetesimais. · Limitações: A explicação do que separou os dois reservatórios é interpretação, tratada na afirmação a4. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: A divisão entre meteoritos carbonáceos e não carbonáceos pode refletir uma mudança de composição do disco ao longo do tempo ou a separação entre materiais acumulados dentro e fora da órbita de Júpiter. [4] Introduction
  Contexto: Interpretação sobre a origem da dicotomia isotópica. · Limitações: Os autores favorecem a segunda opção como mecanismo mais plausível; a primeira não foi descartada no trecho citado. · Duas hipóteses em disputa; a escolha pela segunda é a leitura dos autores do estudo. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Incerto: O interior seco do Sistema Solar é um problema em aberto: mesmo depois de o disco esfriar abaixo do ponto de condensação da água, mesmo a 1 UA, antes de o gás desaparecer, a Terra e os asteroides do cinturão interno continuaram pobres em água (o chamado problema da linha de neve). [2] 1. Introduction
  Contexto: Discussão sobre o Sistema Solar interno. · Limitações: As soluções propostas na literatura são hipóteses, não consenso. · Questão aberta registrada pelos próprios autores citados. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Os condritos ordinários e enstatíticos contêm muito pouca água, e a Terra contém no máximo cerca de 0,1% de água em massa, valor compatível com um crescimento a partir de planetesimais secos locais mais alguns por cento de uma massa terrestre de planetesimais primitivos do cinturão externo. [2] 1. Introduction
  Contexto: Meteoritos e Terra atuais. · Limitações: Segundo Morbidelli et al., que citam Robert (2003) e Marty (2012); não lemos essas fontes diretamente. A compatibilidade com planetesimais secos locais vem de modelos dinâmicos citados por eles. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Morbidelli e colegas propõem que não pode haver condensação direta de água no gás perto da linha de neve quando o disco esfria, porque o gás ali vem de mais longe, onde já teria condensado; o gelo só chegaria ao interior por deriva de partículas vindas de fora. [2] Abstract
  Contexto: Nota teórica de 2016 que reúne resultados da literatura e propõe um cenário. · Limitações: Os autores dizem que a nota não apresenta cálculos novos sofisticados e propõe o cenário à comunidade para discussão. · Cenário proposto, ainda em discussão; não é consenso. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Na mesma hipótese, o precursor de Júpiter teria atingido uma massa acima de 20 massas terrestres quando a linha de neve ainda estava perto de 3 UA, interrompendo a deriva de partículas de gelo para o interior e deixando o disco interno seco mesmo depois de ele esfriar. [2] Abstract
  Contexto: Cenário de Morbidelli et al. (2016) para o Sistema Solar. · Limitações: A datação do núcleo de Júpiter em Kruijer et al. (menos de 1 milhão de anos para cerca de 20 massas terrestres) é compatível em ordem de grandeza, mas é um estudo independente que não testa esse cenário; a comparação é nossa. · Cenário proposto como hipótese, não confirmado por observação. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Substâncias diferentes têm linhas de neve em distâncias diferentes, o que, no modelo de Öberg e colegas, faz a razão carbono/oxigênio variar no gás e nos sólidos do disco conforme a distância à estrela. [5] Abstract
  Contexto: Modelo estático de disco, aplicado sobretudo a atmosferas de planetas gigantes. · Limitações: O modelo tem como foco atmosferas de exoplanetas; aqui usamos só a ideia de várias linhas de neve para substâncias diferentes. Exoplanetas ficam fora desta pauta. · Previsão de modelo. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. The Astrophysical Journal 640, 1115 — On the Location of the Snow Line in a Protoplanetary Disk
   Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. · 2006 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026 DOI 10.1086/500287
2. Icarus 267 — Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
   Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Gounelle, M.; Guillot, T.; Jacobson, S.; Johansen, A.; Lambrechts, M.; Lega, E. · 2016 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026 DOI 10.1016/j.icarus.2015.11.027
3. Astronomy & Astrophysics 544, A32 — Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion
   Lambrechts, M.; Johansen, A. · 2012 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026 DOI 10.1051/0004-6361/201219127
4. Proceedings of the National Academy of Sciences 114(26) — Age of Jupiter inferred from the distinct genetics and formation times of meteorites
   Kruijer, T. S.; Burkhardt, C.; Budde, G.; Kleine, T. · 2017 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026 DOI 10.1073/pnas.1704461114
5. The Astrophysical Journal Letters 743, L16 — The effects of snowlines on C/O in planetary atmospheres
   Öberg, K. I.; Murray-Clay, R.; Bergin, E. A. · 2011 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026 DOI 10.1088/2041-8205/743/1/L16

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