講演について
スライド一覧
  1. 木星の起源：惑星のガス捕獲
  2. 本講演の趣旨
  3. 全体の流れ
  4. 木星の起源：惑星のガス捕獲　−第1部　背景と基礎
  5. 太陽系の現在の姿
  6. 木星型惑星の内部構造
  7. 木星型惑星の特徴
  8. 太陽系形成標準モデル
  9. 星雲ガスに埋もれた惑星
  10. 大気を持つ条件 1
  11. 大気を持つ条件 2
  12. コア質量と大気質量の増加
  13. 高密度大気の自己重力
  14. 大気を支えるための熱源
  15. 大気の自己重力不安定
  16. 大気の自己重力不安定 2
  17. 木星形成モデル (水野モデル)
  18. 制約条件 : 現在のコア質量
  19. 制約条件 : 星雲ガスの寿命
  20. ここでの「木星を作る」とは
  21. 「木星を作る」とは
  22. 仕事の分担
  23. 木星形成問題 : 前世紀の理解
  24. 第1部のまとめ
  25. この後の流れ
  26. タイトル
  27. 惑星モデル(仮定)
  28. 大気構造を決める(微分)方程式
  29. 基礎方程式：力の釣り合い
  30. 基礎方程式：圧力と密度の関係
  31. 基礎方程式：輻射で決まる温度
  32. 基礎方程式：対流で決まる温度
  33. 基礎方程式：エネルギー収支
  34. 微惑星の運動エネルギー
  35. 吸光係数κ
  36. ダストの吸光係数
  37. 基礎方程式：境界条件
  38. 定常解：構造の例
  39. 定常解：大気質量の増加
  40. 非定常解 : 大気質量の増加
  41. 非定常解：熱フラックス
  42. 第2部のまとめ
  43. この後の流れ
  44. タイトル　木星の起源：惑星ガス捕獲　第3部　単純なモデルを用いて理解を深める
  45. 第3部の内容
  46. 微惑星集積率と臨界コア質量 1
  47. 微惑星集積率と臨界コア質量 2
  48. 臨界質量に早く到達したい！
  49. 微惑星集積率を上げても
  50. 微惑星集積を途中で止めても
  51. 大気質量の増加
  52. 熱を捨ててガス捕獲
  53. 熱フラックスの変化
  54. 臨界エネルギーフラックス
  55. コア質量とガス捕獲時間の関係
  56. ダストに頼る
  57. 「大気のダストは少ない」という意見
  58. 「大気のダストは多い」という意見
  59. 大気中のダストの吸光係数
  60. 臨界コア質量とダスト吸光係数
  61. 臨界コアの形成時間
  62. ここまでのまとめ
  63. この後の流れ
  64. タイトル
  65. 第4部の内容
  66. 第4部の流れ
  67. コアの暴走的成長
  68. 暴走成長の頭打ち
  69. 微惑星を壊す
  70. 微惑星を増やす：なぜ？
  71. 微惑星を増やす：どれくらい？
  72. 破片は太陽に落ちる
  73. 破壊を考慮した場合のコア形成 1
  74. 破壊を考慮した場合のコア形成 2
  75. 大気による微惑星の捕獲
  76. 大気摩擦を考慮したときのコア形成 1
  77. 大気摩擦を考慮したときのコア形成 2
  78. 氷微惑星による大気汚染
  79. 大気汚染の効果
  80. 現在の重元素量
  81. 大気汚染を考慮した臨界コア質量
  82. 大気汚染によるガス捕獲時間の短縮
  83. 臨界状態での大気質量
  84. 星雲ガス捕獲による希釈
  85. 大気汚染による形成条件の緩和
  86. まとめ：何が起きたか？ 1
  87. まとめ：何が起きたか？ 2
  88. まとめ：何が起きたか？ 3
  89. まとめ：何が起きたか？ 4
  90. まとめ：何が起きたか？ 5
  91. 議題
講演を聞くには
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