担当区分：研究分担者 

本研究は、太陽内部探査ミッションの実現に向けて、理学と工学が連携し、最適な観測方法と探査機軌道を明らかにすることを目的とする。地球軌道からは困難な対流層底部の流れ場観測を可能にするため、黄道面を脱出した高傾斜軌道での日震学的観測を検討する。観測ノイズの理学的評価と、イオンエンジンとスイングバイを併用した軌道設計を統合し、2030年代以降のミッションの科学的基盤を確立する。

担当区分：研究分担者 

太陽は最もよく調べられた恒星であるが、内部の密度構造、元素組成構造には不定性が残っている。太陽自身の重力に由来する太陽g-mode 振動は、太陽内部構造を解明する１つの決め手である。しかし、太陽表面における振幅が極めて小さいため、光学的な探索では発見に至っていない。このような現状を打開すべく、太陽ニュートリノ観測と太陽内部の理論研究を組み合わせることで太陽g-mode 振動の実態を明らかにする。
本研究では、素粒子実験を専門とする研究者と天文理論を専門とする研究者が協力して、太陽g-mode振動の観測可能性を精査し、実際の探索を遂行している。
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2024年度は、太陽g-mode振動による局所的な密度変化 (温度変化)に起因して、太陽内部で生成されるニュートリノの放出量が周期的に増減するかを理論的に評価した。特に、2014年に上記のような理論模型が提案されたが、ニュートリノ実験では観測されていない現状から、最新の太陽模型構築 (分担: 國友)と、星震学理論の手法 (分担: 八田)を組み合わせて、再評価した。結果として、既存の論文で予想されていた周期的な変動が生じないことを指摘した。現在、この研究成果を基に、実際のニュートリノ検出器で観測可能性を議論しており、この研究成果に関しては2025年度中に論文を投稿する予定である。
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また、Super-Kamiokande (SK) 検出器での太陽ニュートリノ観測に関する研究を遂行した (代表: 中野)。特に、(1) 太陽ニュートリノ観測、(2) ガドリニウム添加水の放射性物質の分析、(3) 宇宙線ミューオンによる背景事象の評価、(4) 検出器の性能評価 (分担: 伊藤)を実施した。(1) の研究に関しては、太陽活動の11年周期と太陽ニュートリノ観測頻度の相関に関して議論した。この研究成果は論文として公表した。(2)の研究に関しては、本基盤研究 (B)の予算によって購入したラドン検出器を設置、稼働させ、SK検出器内部の放射性物質の分布を評価することに成功した。この成果は現在論文の投稿準備中である。(3)の研究に関しては、SK検出器に到来する宇宙線ミューオンの内、負電荷のミューオンが酸素原子核に吸収される原子核反応を評価し、分岐比を測定した。こちらの成果も論文の投稿準備中である。
実績の概要に記載した通り、太陽g-mode振動による局所的な密度変化 (温度変化)に起因して、太陽内部で生成されるニュートリノの放出量が周期的に増減するかを理論的に評価した。論文の投稿準備が進んでいるため、おおむね順調に進展していると判断できる。また、太陽模型構築に重要な原始星の進化に関して、特にその角運動量に注目した理論研究を行い、磁場を通した新たなスピンダウン機構を解明した。本成果をまとめた論文は国際誌The Astrophysical Journalにて出版された。
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本基盤研究(B)の予算で購入したラドン検出器による放射性物質の分析も順調にデータ取得ができている。論文の投稿準備が進んでいるため、こちらもおおむね順調に進展していると評価できる。これらの計画されていた研究に加えて、宇宙線ミューオンと酸素原子核の吸収反応を評価する研究を遂行した。この研究により、自然に生成される放射線物質を利用して、検出器のエネルギー再構成の性能評価を実施できることがわかった。吸収反応の分岐比に関する測定が実施できたことにより、太陽ニュートリノだけではなく、原子核の分野に関する研究でも研究成果が上がった。
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以上の理由により、理論的な成果と観測(実験)的な成果の両方で研究成果を得ていることから、当初の計画以上に進展していると判断した。
2025年度は、2024年度に得られた研究成果を論文として公表する段階である。
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理論的な展開としては、太陽の2倍程度の質量を持つ恒星であるdelta-Scuti型星を用いた、星震学解析の応用、恒星模型構築のスキーム検証を実施する。これらの研究を通して、これまでの太陽模型構築の不定性改善に取り組む。
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観測(実験)的な展開としては、太陽ニュートリノ観測データの観測時刻情報を利用して、太陽g-mode振動に関する物理解析を実施する。特に、Super-Kamiokande実験では、約30年に渡る観測データを所有しているので、これらの観測データから太陽g-mode振動と同じ周期、期待される観測頻度の増減を明らかにする。これらの研究を通して、太陽内部のg-mode振動の発見を目標とする、仮に有意な観測結果が得られなかった場合は、太陽g-mode振動の太陽内部での振幅(局所的な温度変化)に対して実験的な制限を与える。

担当区分：研究代表者 

配分額：3380000円 （ 直接経費：2600000円 、 間接経費：780000円 ）

重さが太陽の2-8倍ほどで中心部で水素燃焼が起こっている星（中間質量主系列星）はしばしば速い自転を示す。そして速い自転は星内部において元素の混合を引き起こすと考えられている。しかし、星内部を直接目で見ることは不可能なため、実際にどのような元素混合が起こっているのかについて、今なお不明な点が多い。本研究では星の振動現象（特に浮力が復元力である重力波モード）に注目し、まず重力波モードと自転・化学組成分布の関係を理論的に探る。以上の関係を足がかりに恒星重力波モードの観測を解釈することで、「速い自転を示す中間質量主系列星の内部においてどのような元素混合が起こっているか」を明らかにすることを目指す。
恒星内部では対流などの元素混合過程や恒星進化に伴う核融合反応コアの縮小によって化学組成勾配が形成されると考えられている。では実際にどのような化学組成勾配なのだろうか？もちろん直接観測は不可能だが、恒星振動観測に基づく内部探査（星震学）によってそれを調べることができる。特に、恒星深部の化学組成勾配に敏感である重力波モード（浮力が復元力）が有用である。
昨今の宇宙空間での高精度測光観測から、数百から数千の1.5-2太陽質量ほどの主系列星について、動径方向の節の数が多い（高調波）重力波モードが観測されている。高調波モードの場合は短波長近似に基づいた解析が可能であり、化学組成勾配（より正確にはブラントバイサラ振動数）と重力波モードの周期を恒星モデルにあまり依存せずとも関連づけることができる。以上の準解析的アプローチは、恒星内部化学組成勾配探査の一手法として有力視されているが、実践された例はない。
Hatta (2023、以下H23)はすでに、1.5-2太陽質量の主系列星を焦点に当て、高調波重力波モード周期の準解析的表式の導出を行っていたが、彼らの定式化では化学組成勾配の緩やかな変化を考慮しておらず、そのため導出された理論式は3太陽質量以上の主系列星についてしか応用可能でなかった。そこで当該年度はまず、化学組成勾配の緩やかな変化を考慮した上でH23の理論式を改良した。新しい理論式は2太陽質量ほどの恒星モデルの高調波重力波モードの周期も説明できる。
さらに、1.5-2太陽質量の主系列星は速い自転を示すことがよく知られているので、いわゆるtraditional approximation of rotation（TAR; Eckart 1960など）に基づき、自転の効果も取り入れた。導出した式を数値的に計算したΔPg patternと比較することでその妥当性も部分的にではあるが確認した。
当初の計画通り、Hatta (2023)中の準解析的表式を改善した上で自転の効果を取り入れた理論式を導出することができたから。また、数値計算結果との比較から、導出した理論式の妥当性確認も部分的にではあるが行えたから。特に後者の妥当性確認においては、国際共同研究を行えたことも評価できると考えられる。
さらに、当初の研究計画では全くもって想定していなかったが、新しい準解析的表式を導出する際に行った摂動論的解析の結果は観測データへの応用可能性を示唆しており、これもまた好ましい。
まずは当該年度に引き続き、導出した理論式の妥当性確認を数値計算の結果を利用して行う。特に、化学組成勾配の推定がどれほどの精度・確度で行えるかを確認する。その後、現在までに観測されているΔPg patternに対し理論式をfitし、恒星内部化学組成の推定を行う。具体的な対象としては、Pedersen et al. 2021が対象としたSPB星や、Li et al. 2020が対象としたgamma Dor星を想定している。
上に並行し、当該年度に得られた摂動論的解析の結果を拡張し、線形逆問題解析に基づく恒星内部化学組成推定についても検討を行う。

担当区分：研究代表者 

配分額：3770000円 （ 直接経費：2900000円 、 間接経費：870000円 ）

太陽と似た特徴（重さや年齢など）を持つ星を太陽型星と呼ぶが、近年は星震学により、太陽とは異なる様相の差動回転を示す太陽型星が報告されている。このことは太陽型星の多様なダイナモ機構のあり方を示唆しており興味深い。
本研究では、太陽型星のダイナモ機構に関わる物理の解明を目指し、1. 星震学に基づいた内部自転推定の拡充、と、2. 1の結果を観測的制約とした平均場ダイナモ計算、というふたつの課題に取り組むことで、太陽型星内部における乱流・磁場の分布を明らかにし、太陽型星の示す多様な緯度方向差動回転の背景にある物理を理解する。
当該年度の九月よりMax-Planck Institute for Solar System Research（MPS）に滞在しており、PLATOデータを見据えたfeasibility testを実施している。
また、太陽型星内部ダイナミクス研究の一環として、局所的日震学に基づく太陽内部子午面流推定にも取り組んだ（Hatta et al. 2024）。特に、太陽赤道加速を再現する数値モデル（Hotta and Kusano 2021）から示唆される「子午面流による赤道方向の角運動量輸送」を制約とした上で音波伝播時間(Gizon et al. 2020の公開データを利用)の逆問題解析を行った。制約がない場合、Gizon et al. (2020)と同様にシングルセル型（表面で極向き、対流層底部で赤道向き）の子午面流分布が得られた。一方、子午面流による角運動量輸送に制約を与えた場合、ダブルセル型（表面で極向き、対流層中間層で赤道向き、対流層底部で極向き）の子午面流分布が推定結果として得られた。現状、太陽赤道加速を誤魔化しなく再現できる数値モデルはHotta and Kusano (2021)のみであるため、対流層内部の物理という観点からはダブルセル型子午面流分布が好ましい。一方で、制約なしの場合（シングルセル型子午面流分布が得られる場合）の方が逆問題の分解能が良いことも確かめられた。つまり、逆問題解析の観点からはシングルセル型子午面流分布が好ましい。以上のジレンマは、太陽内部子午面流分布の決定が現在利用可能な音波伝播時間のみでは難しいということを端的に示している（Hatta et al. 2024）。
現在滞在中であるMPSはPLATO計画の一本拠地であるため、当初計画していた「PLATO dataを見据えたfeasibility test」をより具体化・詳細化できることが見込まれているため。
また、受け入れ教員（堀田教授）の太陽熱対流数値計算の結果を取り入れた上での線形逆問題解析（Hatta et al. 2024）に取り組めたことも、非常にポジティブに捉えられるため。
当該年度に開始した「PLATO dataを想定したfeasibility test」を完遂し次第、Benomar et al. (2018)が対象とした太陽型星の差動回転推定に取り組み、それらの星における動径方向差動回転の有無を見極める。
さらに、受け入れ教員（堀田教授）の行った太陽・恒星熱対流数値計算に対する日震学・星震学的解析も引き続き取り組む。特に大規模流れの要である子午面流に焦点を絞った解析を行う予定である。滞在先機関であるMPSは日震学的観測に強みを持つため、積極的に観測結果との比較を行う。