系外行星宜居性参数的定量化

18/23系外行星宜居性参数的定量化第一部分系外行星宜居带概念与定义 2第二部分宜居带宽度与恒星类型的关系 3第三部分液态水存在的温度和压力范围 6第四部分恒星辐射通量与行星表面温度 7第五部分大气层对恒星辐射的吸收和散射 10第六部分反馈机制对宜居环境的影响 13第七部分生物标志物在系外行星宜居性探测中的作用 15第八部分宜居性定量化模型的应用和局限性 18

第一部分系外行星宜居带概念与定义关键词关键要点系外行星宜居带概念与定义

主题名称：宜居带的基本概念

1.宜居带是恒星周围一个设定范围内，行星能够维持液态水存在的区域。

2.宜居带的位置取决于恒星的光度、温度和类型。

3.行星位于宜居带内，需要同时满足一定的温度、压力和辐射条件。

主题名称：恒星的光度和宜居带

系外行星宜居带概念与定义

系外行星宜居带（HabitableZone，简称HZ）是指围绕恒星运行的一系列行星轨道区域，在这个区域内，行星表面可能有液态水存在，从而为生命提供适宜的环境。宜居带的位置和范围取决于恒星的类型和特性。

#宜居带的定义

宜居带通常被定义为行星轨道半径的范围，在这个范围内，行星表面温度允许液态水存在。对于地球来说，宜居带位于日地距离0.95到1.67个天文单位（AU）之间。

#恒星类型对宜居带的影响

宜居带的位置和范围受恒星类型的显著影响。恒星质量、温度和光度等因素都会影响行星轨道上接收到的辐射量。

*M矮星：体积小、温度低、寿命长的红矮星。它们发出的辐射较少，宜居带更靠近恒星，通常为0.05到0.2个天文单位。

*K矮星：与M矮星相似，但体积更大、温度更高。它们的宜居带范围更宽，为0.08到0.4个天文单位。

*G矮星：类似于太阳的恒星。它们的宜居带位于0.95到1.67个天文单位之间。

*F矮星：比太阳更热、更亮。它们的宜居带更远，为1.2到2.5个天文单位。

*A矮星：体积更大、温度更高的恒星。它们的宜居带更远且更不稳定，为1.5到3.5个天文单位。

#其他影响因素

除了恒星类型外，以下因素也会影响宜居带：

*行星大气层:大气层的存在和厚度可以调节行星的表面温度。

*轨道偏心率:行星轨道偏离圆形的程度会影响其接收到的辐射量。

*潮汐锁定:当行星被恒星潮汐锁定时，其一侧总是面向恒星，这会产生极端温度差异。

*温室气体:大气层中的温室气体，如二氧化碳和甲烷，可以捕获热量并提高行星表面温度。

#宜居带的演化

随着恒星年龄的增长，其亮度和温度会发生变化，这会影响宜居带的位置。随着恒星演化为红巨星，宜居带会向外移动，使原先位于宜居带内的行星变得太热而不宜居住。第二部分宜居带宽度与恒星类型的关系关键词关键要点【恒星光谱类型与宜居带宽度】

1.光谱类型越早（温度越高），宜居带越宽。

2.这是因为早期恒星的光度更高，可以支持行星在更远距离处接收足够能量。

3.对于一个给定的恒星，宜居带外部边界比内部边界远离恒星。

【宜居带演化与恒星光度】

宜居带宽度与恒星类型的关系

引言

宜居带是围绕恒星运行的行星或卫星可能拥有液态水的区域。宜居带的宽度取决于恒星的有效温度、光度和年龄。本文探讨恒星类型与宜居带宽度之间的定量关系。

恒星类型的分类

恒星通常按照光谱类型分类，光谱类型反映了恒星的有效温度和大气层组成。光谱类型从最热（O型）到最冷（M型）进行排列。O型恒星是最热的，具有蓝白色光；M型恒星是最冷的，具有红光。

宜居带的计算

宜居带的内边界由恒星光照引起的行星表面过热来确定，而宜居带的外边界由行星大气层中的水蒸气因低温而冷凝来确定。对于地球大小的行星，宜居带的宽度可以通过以下公式计算：

```

ΔR=0.5*(R_outer-R_inner)

```

其中：

*ΔR：宜居带宽度

*R_outer：宜居带外边界

*R_inner：宜居带内边界

恒星类型和宜居带宽度

研究表明，恒星类型与宜居带宽度之间存在明显的相关性。一般来说，随着恒星有效温度的降低，宜居带宽度会增加。这是因为：

*较冷的恒星：光度较低，这意味着宜居带需要更大才能接收足够的能量维持液态水。

*较热的恒星：光度较高，意味着宜居带不需要那么大就可以接收足够的能量。

定量关系

以下表格总结了不同光谱类型恒星宜居带的定量关系：

|光谱类型|有效温度(K)|宜居带宽度(AU)|

||||

|O|>30,000|<0.1|

|B|10,000-30,000|0.1-0.5|

|A|7,500-10,000|0.5-1.0|

|F|6,000-7,500|1.0-2.0|

|G|5,200-6,000|2.0-3.0(太阳类型)|

|K|3,800-5,200|3.0-5.0|

|M|<3,800|5.0-10.0|

例外情况

值得注意的是，并非所有恒星类型都遵循这种趋势。例如，红矮星（M型恒星）虽然有效温度低，但宜居带宽度却非常窄。这是因为红矮星的耀斑活动强烈，可能会使宜居带内的行星无法居住。

结论

恒星类型对宜居带宽度具有重大影响。较冷的恒星（如G型和K型恒星）拥有更宽的宜居带，而较热的恒星（如O型和B型恒星）的宜居带则非常窄。这种关系对系外行星宜居性的研究至关重要，因为这可以帮助我们确定哪些恒星系统最有希望拥有可居住的行星。第三部分液态水存在的温度和压力范围液态水存在的温度和压力范围

液态水的存在对宜居行星的形成和生命的存在至关重要。在温度和压力条件的适当范围内，水可以以液态形式存在。这些条件因行星质量和大气组成等因素而异。

温度范围

液态水存在的温度范围受行星接收的恒星辐射和大气成分的影响。在太阳系中，该范围约为273K至373K（0°C至100°C）。

*273K（0°C）代表水的冰点，低于此温度水将冻结成冰。

*373K（100°C）代表水的沸点，高于此温度水将转化为水蒸气。

压力范围

液态水存在的压力范围受重力和大气压力的影响。对于地球大小的行星，液态水可以在0.01至100帕斯卡(Pa)的压力范围内存在，其中1Pa等于地球海平面大气压的百万分之一。

*0.01Pa代表三相点，在此压力下，水、冰和水蒸气可以共存。

*100Pa代表临界点，在此压力以上，液态水和水蒸气不再是不同的相，而是形成一种称为超临界流体的单相。

其他因素

除了温度和压力之外，还有其他因素会影响液态水存在的范围，包括：

*重力：重力较小的行星将具有较窄的宜居带。

*大气成分：温室气体可以将行星表面的温度升高，从而扩大宜居带。

*潮汐力：大的潮汐力可以通过摩擦产生热量，有助于维持液态水。

*地质活动：火山和地热活动可以释放水蒸气并改变行星表面温度。

适用性

上述范围是基于在太阳系中观察到的条件。其他恒星系统中的宜居带可能会有所不同，具体取决于恒星类型、亮度和行星轨道参数。第四部分恒星辐射通量与行星表面温度关键词关键要点【恒星辐射通量与行星表面温度】

1.恒星辐射通量是宜居区内行星接收到的电磁辐射能量，决定了行星表面温度。

2.行星与恒星的距离是影响辐射通量的主要因素，距离越近，接收的辐射通量越大，表面温度越高。

3.恒星的光谱类型也影响辐射通量，不同光谱类型的恒星发出不同波长的电磁辐射，从而影响行星接收的辐射能量。

【行星反照率】

恒星辐射通量与行星表面温度

恒星辐射通量，通常以太阳通量单位（SFU）表示，是恒星单位表面积发出的总能量。它对于确定系外行星的表面温度至关重要，该温度决定了行星宜居性的潜在可能性。

行星表面温度主要受以下因素影响：

*恒星辐射通量：恒星辐射通量越高，行星表面温度也越高。

*行星与恒星的距离：行星与恒星之间的距离越远，接收到的恒星辐射通量越少，行星表面温度也越低。

*行星的反照率：反照率是指行星反射的恒星辐射的百分比。反照率低的行星会吸收更多的恒星辐射，从而导致更高的表面温度。

*行星大气成分：大气中的温室气体会吸收并重新辐射恒星辐射，从而导致行星表面温度升高。

恒星辐射通量与行星表面温度之间的关系可以用斯特藩-玻尔兹曼定律和行星能量平衡方程来描述。

斯特藩-玻尔兹曼定律指出，黑体的辐射通量与温度的四次方成正比：

```

F=σT^4

```

其中：

*F是辐射通量（W/m^2）

*σ是斯特藩-玻尔兹曼常数（5.67x10^-8W/m^2K^4）

*T是温度（K）

行星能量平衡方程表明，吸收的恒星辐射通量与行星发出的辐射通量之间的差额等于行星的内部热量通量：

```

F_s(1-A)=F_p+F_int

```

其中：

*F_s是恒星辐射通量（W/m^2）

*A是行星的反照率

*F_p是行星发出的辐射通量（W/m^2）

*F_int是行星的内部热量通量（W/m^2）

假设行星是一个黑体，并且它的内部热量通量可以忽略不计，则可以通过斯特藩-玻尔兹曼定律将行星能量平衡方程改写为：

```

```

其中：

*T_p是行星表面温度（K）

例证：

假设一颗类太阳恒星的辐射通量为1361W/m^2，一颗系外行星的距离为1AU，反照率为0.3。则该行星的表面温度可以计算如下：

```

```

请注意，这是近似值，因为该模型假设行星是一个黑体，并且它的内部热量通量可以忽略不计。实际的表面温度可能会有所不同，具体取决于行星的大气成分和表面性质。第五部分大气层对恒星辐射的吸收和散射关键词关键要点大气层对恒星辐射的吸收

1.大气层主要通过分子吸收和瑞利散射吸收和散射恒星辐射。分子吸收主要由水蒸气、二氧化碳和臭氧等气体分子引起，而瑞利散射主要由空气分子引起。

2.吸收的辐射能转化为热能，导致大气层温度升高，形成对流层。散射的辐射能改变辐射的传播方向，影响行星表面的光照条件和温度分布。

3.大气层对恒星辐射的吸收和散射特性受到大气层的组成、密度和温度分布的影响，不同波段的辐射受到的影响也不同。

大气层对恒星辐射的散射

1.瑞利散射是波长较短的辐射（如蓝光）散射较强的现象，这导致天空呈现蓝色。

2.米氏散射是波长较长的辐射（如红光）散射较弱的现象，这导致太阳在日出和日落时呈现橙红色。

3.散射的辐射能会改变入射辐射的传播方向，影响行星表面的光照条件和温度分布。对于具有厚大气层和显著散射的行星，天空将呈现蓝色，而表面将受到较多的漫射光照射。大气层对恒星辐射的吸收和散射

大气层的组成和性质对其吸收和散射恒星辐射的能力有显著影响。不同波段的恒星辐射与大气层相互作用的方式不同，导致了大气层中不同的吸收和散射模式。

吸收

大气层中的气体和悬浮粒子会吸收恒星辐射，从而减少到达地表的辐射量。吸收的程度取决于气体的类型、柱密度和辐射波长。

*分子吸收：由大气层中分子（例如H2O、CO2和CH4）引起。分子吸收在特定的波长范围内发生，被称为吸收带。

*原子吸收：由大气层中的原子（例如H和Na）引起。原子吸收仅发生在离散的波长处，称为谱线。

*瑞利散射：由大气层中较小的粒子（直径远小于波长）引起，例如分子和气溶胶。瑞利散射导致短波长辐射（蓝色光）散射得更强烈，使天空呈现蓝色。

散射

大气层中的粒子还会散射恒星辐射，从而改变其传播方向。散射的类型取决于粒子的尺寸和形状。

*瑞利散射：如上所述，由小粒子引起，导致短波长辐射散射更强烈。

*米氏散射：由比波长大的粒子引起，例如云滴和沙尘。米氏散射导致所有波长的辐射均匀散射。

*非对称散射：由不规则形状的粒子引起，导致辐射散射具有不对称的模式。

吸收和散射对宜居性参数的影响

大气层对恒星辐射的吸收和散射对宜居性参数有重大的影响：

*地表温度：吸收和散射会影响到达地表的辐射量和波长分布，从而影响地表温度。

*大气温度分布：吸收和散射会加热大气层，导致垂直温度分布的变化。

*水文循环：水蒸气的吸收和散射会影响大气中的水分含量和降水的分布。

*表面光合作用区域（SPZ）：SPZ是大气层中光合作用可发生的高度范围。吸收和散射会影响到达地表的光合作用有效辐射量，从而影响SPZ的范围。

*温室效应：某些气体（例如CO2和CH4）会吸收长波长辐射，导致大气层变暖，称为温室效应。

量化吸收和散射

大气层对恒星辐射的吸收和散射可以使用辐射传输模型进行量化。这些模型考虑了大气层中气体的柱密度、粒子的大小分布和辐射的波长依赖性。

常用的辐射传输模型包括：

*Modtran：美国空军开发的中等分辨率传输模型。

*LibRadtran：开源辐射传输库，允许用户自定义模型参数。

*AER：来自AtmosphericandEnvironmentalResearch的快速辐射传输模型。

辐射传输模型的输出包括：

*辐射通量：到达地表和大气层不同高度的辐射量。

*光谱辐照度：辐射在不同波长处的分布。

*热通量：由于吸收和散射而加热或冷却大气层的通量。

量化的吸收和散射数据对于评估系外行星的宜居性至关重要，因为它们可以帮助科学家了解恒星辐射如何影响行星的环境条件。第六部分反馈机制对宜居环境的影响反馈机制对宜居环境的影响

反馈机制是指行星系统内部的相互作用，这些相互作用会影响行星的宜居性。这些机制可以分为正反馈和负反馈。

正反馈

*冰-反照率反馈：当行星表面被冰覆盖时，其反照率很高，将大部分入射的太阳辐射反射回太空。这会导致行星温度下降，进而导致更多的冰形成，从而形成一个正反馈循环，导致行星极度寒冷。

*温室气体反馈：温室气体，如二氧化碳，吸收长波辐射并将其重新辐射回行星表面，从而提高行星温度。随着温度的升高，释放更多的温室气体，产生一个正反馈循环，导致行星变暖。

*云反馈：云可以反射太阳辐射，阻止其到达行星表面。但是，云也可以吸收和重新辐射热量，反过来加热行星。具体的影响取决于云的类型和数量。

负反馈

*水循环反馈：水循环将水从行星表面蒸发到大气中，然后凝结成云并降水返回表面。这调节了行星温度，因为蒸发和冷凝消耗能量，而冷凝释放能量。

*地质反馈：板块构造和火山活动可以通过释放岩浆和二氧化碳而影响行星大气。这些过程有助于调节大气压力和成分，从而影响行星温度。

*冰-反照率反馈（负）：在某些情况下，冰-反照率反馈可以是负面的。当行星上有大量液态水时，冰盖会缩小，导致反照率降低。这会吸收更多的太阳辐射，加热行星并融化更多的冰，从而产生一个负反馈循环。

反馈机制的影响

反馈机制对宜居环境有着重大影响：

*宜居区：反馈机制可以扩大或缩小行星的宜居区，即行星能够维持液态水存在的距离范围。

*气候稳定性：负反馈机制有助于稳定行星气候，防止极端温度波动。

*宜居窗口：反馈机制可以缩短或延长行星的宜居窗口，即行星宜居的持续时间。

*极端事件：反馈机制可以放大或减小极端事件，如冰期或温室效应。

定量化反馈机制

定量化反馈机制对于理解其对行星宜居性的影响至关重要。研究人员使用各种方法，包括：

*地球系统模型：这些模型模拟地球系统的相互作用，包括反馈机制。

*系外行星大气模型：这些模型使用观测数据和理论原理来模拟系外行星大气中的过程，包括反馈机制。

*实验室实验：这些实验可以研究反馈机制的个别方面，例如冰-反照率反馈或温室气体反馈。

结论

反馈机制是行星宜居性研究的重要组成部分。通过了解和量化这些机制，研究人员可以更好地预测系外行星的宜居潜力，并确定可能维持生命的行星范围。第七部分生物标志物在系外行星宜居性探测中的作用关键词关键要点生物标志物与宜居性

1.生物标志物是系外行星大气层或表面存在的化学或光谱特征，表明存在生命或至少存在生命产生的化学物质。

2.宜居性是指一颗行星或卫星存在液态水和生命所需的化学成分的条件。

3.生物标志物的存在可以表明宜居性，但它本身并不能证明系外行星上存在生命。

生物标志物的类型

1.气体生物标志物：系外行星大气中发现的分子，如氧气、甲烷和水蒸气，表明存在生命活动或有利于生命生存的条件。

2.液体生物标志物：系外行星表面检测到的特定分子或化合物，如盐度、pH值和有机物，表明存在潜在的生命或其化学前身。

3.光学生物标志物：遥感观测中发现的系外行星反射或辐射的特定波长或颜色，与生命相关的化学物质或结构相对应。

生物标志物的检测方法

1.分光光度法：分析系外行星大气的光谱，寻找与生命相关的化学特征的吸收线或发射线。

2.直接成像：使用望远镜直接观察系外行星，寻找表面液态水或植被等生命迹象。

3.行星探测器：将探测器或着陆器送往系外行星，直接检测大气或表面是否存在生物特征。

生物标志物的局限性

1.假阳性：一些非生物过程可以产生与生物活动相似的化学特征，导致错误的生物标志物识别。

2.难以检测：某些生物标志物可能在系外行星大气或表面含量太低，难以通过现有的检测技术识别。

3.未知生命形式：已知的生物标志物基于对地球生命的了解，可能无法识别未来发现的未知生命形式。

生物标志物研究的趋势

1.精度提高：开发更灵敏的检测技术，以提高生物标志物探测的精度和可信度。

2.多学科融合：结合多个学科，如天文学、生物学和地质学，以全面理解生物标志物及其对宜居性的意义。

3.机器学习：利用机器学习算法分析大量观测数据，识别潜在的生物标志物候选者并筛选出假阳性。

生物标志物在宜居性探测中的未来

1.宜居性鉴定：生物标志物将继续在识别和鉴定系外行星的宜居性方面发挥关键作用。

2.生命探测：随着技术的发展，生物标志物可能会被用于实际探测系外行星上的生命，为发现地外生命做出重大贡献。

3.未来任务：未来太空任务，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和南希·格雷斯·罗曼空间望远镜，将提供宝贵的数据，推进生物标志物研究和宜居性探测。生物标志物在系外行星宜居性探测中的作用

生物标志物是可能表明生命存在的化学或物理特征。在系外行星宜居性探测中，生物标志物对于识别可能宜居的环境和评估生命存在的可能性至关重要。

生物标志物的类型

系外行星宜居性评估中使用的生物标志物可分为两类：

*直接生物标志物：直接表明生命的存在，例如生命体、化石或生物分子。

*间接生物标志物：不直接表明生命，但与生命过程或活动有关，例如大气成分或表面矿物学。

间接生物标志物

大气生物标志物：

*氧气（O2）：地球大气层中的主要组成部分，几乎完全来自光合作用。

*甲烷（CH4）：强大的温室气体，可在厌氧条件下大量产生，例如甲烷生成菌的活动。

*臭氧（O3）：由氧气光解形成，吸收紫外线，保护生命免受有害辐射。

*二氧化碳（CO2）：对光合作用至关重要，但过高的浓度会导致温室效应。

*氧化亚氮（N2O）：产生于微生物硝化和反硝化作用。

表面生物标志物：

*叶绿素：绿色素，吸收太阳能，用于光合作用。

*有机分子：如氨基酸、核苷酸和脂肪酸，是生命的基本组成部分。

*石英沉淀：在特定温度和pH值下，由某些微生物产生。

*甲烷释放：可能表明微生物活动，例如甲烷菌。

直接生物标志物

直接生物标志物极难探测，但可以提供确凿的证据表明生命的存在。

*生命体：例如微生物、植物或动物。

*化石：保存的古代生命体。

*生物分子：包括DNA、RNA和蛋白质，是生命的基本单位。

生物标志物探测的挑战

探测系外行星上的生物标志物面临以下挑战：

*距离遥远：系外行星与地球距离遥远，使得收集和分析信号变得困难。

*背景噪声：来自行星自身或其恒星的背景信号可能会掩盖生物标志物的微弱信号。

*行星大气：行星大气可以吸收或散射生物标志物信号。

*仪器灵敏度：需要非常灵敏的仪器才能探测到系外行星上的微弱生物标志物。

展望

生物标志物在系外行星宜居性探测中发挥着至关重要的作用，通过识别可能宜居的环境和评估生命存在的可能性。随着仪器技术的不断进步和未来太空任务的开展，我们有望在不久的将来探测到系外行星上的生物标志物，从而将我们对宇宙中生命起源和分布的理解推向新的高度。第八部分宜居性定量化模型的应用和局限性关键词关键要点【宜居带的定量化和扩展】

1.宜居带的概念最初仅限于液态水存在的范围，但现在已扩展到考虑其他因素，如行星质量、大气层组成和辐射通量。

2.定量化模型已将宜居带的概念扩展到围绕其他恒星运行的系外行星上。

3.这些模型考虑了各种因素，如恒星光谱类型、行星半径和轨道周期。

【宜居性指数的开发】

宜居性定量化模型的应用

宜居性定量化模型广泛应用于系外行星宜居性的研究中。这些模型通过将宜居性的基本物理和化学参数量化，为评估系外行星宜居性提供定量依据。

1.行星表面温度

行星表面温度是宜居性的关键因素之一。定量化模型通常采用恒星辐射模型来计算系外行星表面温度，考虑恒星的光谱类型、行星与恒星的距离、行星的大气层和其他因素。

2.大气层特征

大气层的存在和特征对于调节行星表面温度和稳定生命至关重要。定量化模型使用能量平衡模型来模拟大气层的复杂相互作用，包括温室效应、大气环流和云覆盖。

3.液态水的存在

液态水的存在是生命赖以生存的基本条件。定量化模型将行星表面温度与水的沸点和冰点进行比较，以确定液态水存在的可能性。

4.生物特征

一些定量化模型考虑了生物特征，例如氧气和臭氧的存在，以评估系外行星上生命存在的可能性。

宜居性定量化模型的局限性

尽管宜居性定量化模型提供了对系外行星宜居性的宝贵见解，但它们也存在局限性：

1.数据限制

定量化模型严重依赖于观测数据。对于大多数系外行星，观测到的数据有限或不完整，这会限制模型的准确性和可靠性。

2.模型假设

定量化模型基于对系外行星系统性质的假设，这些假设可能会受到观测的约束或未来研究的修正。例如，假设行星具有地球状的大气层或完全均匀的表面条件可能会导致误差。

3.复杂的相互作用

宜居性是一个受多种因素影响的复杂现象。定量化模型难以捕捉所有这些相互作用，例如行星内部动力学、大气化学和生物过程。

4.过度简化

为了计算方便，定量化模型通常简化了系外行星系统。这可能会忽略某些对于宜居性至关重要的细节，例如行星运动的离心率或恒星活動。

5.预测不确定性

定量化模型提供的宜居性预测通常存在不确定性。这主要是由于数据限制、模型假设和系统复杂性造成的。

结论

宜居性定量化模型是系外行星宜居性研究的重要工具，提供了对行星宜居性的定量评估。然而，重要的是要认识到这些模型的局限性，包括数据限制、模型假设、复杂的相互作用和预测不确定性。通过结合多种模型和不断改进观测技术，我们可以不断提高宜居性评估的准确性，并深入了解系外行星宜居性的本质。关键词关键要点主题名称：液态水存在温度区间

关键要点：

1.液态水存在于其三相点(0.01°C，0.00061bar)至临界点(374°C，221bar)之间的温度范围内。

2.系外行星宜居区的温度范围必须在0°C至100°C之间，以允许液态水存在。

3.恒星的亮度和光谱类型决定了宜居带的距离和宽度，进而限制了液态水存在于行星表面的可能性。

主题名称：液态水存在压力区间

关键要点：

1.液态水在高于三相点和低于临界点的压力下存在。

2.对于地球大小的行星，高于约630bar的压力会导致水解，从而破坏液态水的存在。

3.随着行星质量和半径的增加，液态水存在所需的最大压力也会增加。

主题名称：液态水存在的蒸发机制

关键要点：

1.液态水可以从行星表面蒸发，形成大气层。

2.蒸发的速率取决于温度、压力和行星半径。

3.逃逸速度和大气保留对于维持大气层中的液态水至关重要。

主题名称：液态水存在的凝固机制

关键要点：

1.液态水可以在行星表面凝固，形成冰盖。

2.凝固的速