Mientras investigaba para mi presentación sobre la formación de gigantes gaseosos, más específicamente el "modelo de acumulación de núcleo", me he tropezado con el término "opacidad de grano" y no entiendo muy bien su significado. Por lo que ya he leído, es una cantidad que influye en gran medida en el tiempo que tardan en formarse los planetas gaseosos gigantes y que una opacidad de grano más baja conduce a tiempos de formación más cortos. Pero, ¿por qué la opacidad de los granos de polvo en el disco protoplanetario tiene tal efecto? ¿Se debe a que el protoplaneta se enfría más rápido?
El enfriamiento de la envoltura exterior de un gigante gaseoso (que a su vez enfría el interior convectivo) está dominado por el transporte radiativo.
El flujo radiativo en el límite fotosférico es
Ahora, dependiendo de las condiciones exactas de densidad y temperatura de una capa de gas, puede ser que las contribuciones atómicas, moleculares o de granos de polvo dominen la opacidad (ver una descripción más detallada del colapso de protoestrellas, un problema relacionado, en Vaytet et al . ., (2013) , particularmente su fig. 2). Como las capas exteriores de los gigantes gaseosos, que se establecieron , puede ser bastante frío (T<2000K) es la fuerte opacidad continua de los granos de polvo lo que establece la tasa de enfriamiento, por lo tanto, la tasa de contracción de la envoltura y, por lo tanto, la acumulación de masa en las capas internas del proto-gigante gaseoso. Tenga en cuenta que cuando se habla de es equivalente a hablar de los gigantes gaseosos enfriando la luminosidad , ya que están trivialmente relacionados a través de , es decir, el flujo radiativo en la fotosfera de los protogigantes.
El problema real de enfriamiento autoconsistente dependiente del polvo se abordó en Movshovitz et al. (2010) , mientras que probablemente conozca el trabajo seminal de Pollack et al., (1996) .
Para simulaciones hidrodinámicas radiativas tridimensionales de este proceso, véase, por ejemplo, basado en SPH en Ayliffe & Bate (2009) , basado en SPH largo en D'Angelo y Bodenheimer (2013) y simulaciones basadas en cuadrículas en Schulik et al., (2019) .