In this thesis, we explore the nature of supernova (SN) explosions and their contributions to the chemical evolution and elucidate the relation between the properties of SNe and the stars formed in early universe.

I. Properties of supernovae

We unravel the properties of SNe with radiative transfer calculations. In this thesis, we focus on two interesting SNe: (1) a putative SN in the afterglow of X-ray flash (XRF) 030723. XRF 030723 is one of the first XRFs [an analogical events of 7-ray bursts (GRBs) but emitting the radiation in X-ray bands] showing a bump in the optical light curve (LC) of the afterglow, which has been interpreted as a signature of a SN. (2) SN 2005bf that was classified as a Type Ic SN initially but transited to a Type Ib SN later due to the development of He lines. Accordingly, SN 2005bf is implied to locate between Type Ib and Ic SNe. Interpreting their properties provides us new insights on the nature of SNe and GRBs. Further, the accumulation of the properties of SNe and GRBs can constrain the explosion mechanism of SNe, the SN nucleosynthesis, and the progenitor stars of SNe and GRBs observationally.

We modeled the LC of the putative SN after subtracting the afterglow component from the observed optical LC of the XRF counterpart. Although a poor signal-to-noise (S/N) ratio of the spectrum prevents detailed spectrum modeling, we constrain the relation between the ejecta mass and the kinetic energy of the putative SN: Mej~1-6Mo and E=1-50x1051 ergs. Further, the mass of synthesized 56Ni is M(56Ni)-0.0.1-0.3M0 for the redshift range z-0.3-1 inferred from the undetection of the host galaxy and the lack of Lya absorption.

We attempt to give further constraints on the SN properties. If the relation among M(56Ni), E, and Mej established from models of various Type Ic SNe also holds for the putative SN in XRF 030723, the ejecta mass is constrained to be Mej~1-3Mo and the kinetic energy E=1x1052 ergs. We suggest that the progenitor was a star with Mms~14-25 Mo, being smaller than the progenitors of GRB-associated SNe.

SN 2005bf

SN 2005bf showed unique features: the LC had two maxima, declined rapidly after the second maximum, and strengthening He lines whose velocity increased with time.

We presented a model reproducing the LC and the spectra well. The result of modeling indicates that the SN should have a double-peaked 56Ni distribution and that r-ray should escape from the SN ejecta more effectively than in normal SNe. The SN has massive ejecta (~6-7 M0) and normal kinetic energy (-1.0-1.5x1051 ergs). The progenitor was likely a WN star of main-sequence mass Mms'~25-30M . To realize high peak bolometric luminosity (5x1042 erg s-1) with an energy release from the 56Ni decay, a large 56Ni mass (-0.32 M0) is required. Since large amount of \Nifs was required in spite of the small explosion energy, the compact remnant should be as small as Mrem~1.4 Mo,i.e.,a neutron star.

II. Chemical evolution in the early universe

SN nucleosynthesis contributes the chemical evolution of the universe. The contribution of an individual SN is particularly important in the early universe because the interstellar gas was not mixed well. Therefore, the stars formed in the early universe possess information on nucleosynthesis in an individual SN.

The stars with low Fe abundances (metal-poor stars) are observed in the Galactic halo and considered as the stars formed in the early universe. We perform one- and two-dimensional hydrodynamical and nucleosynthesis calculations and compare the abundance patterns of the yields with those of the metal-poor stars. Accordingly, we reveal the properties of SNe in the early universe from the abundances of the metal-poor stars and compare their properties with the recent-days SNe.

Main-sequence mass and explosion energy

We perform one-dimensional hydrodynamical and nucleosynthesis calculations of core-collapse SNe and hypernovae (HNe) of Pop. III stars for the main-sequence mass of Mms=13-50M0 and the explosion energy of E=1-40x1051 ergs. Adopting the empirical relation for the present SNe which a larger amount of Fe is ejected by more massive HNe, we reveal the followings:

(1) HN yields applied the mixing-fallback model reproduce the abundance pattern of extremely metal-poor (EMP) stars (-4<[Fe/H]<-3), while the abundance pattern of very metal-poor (VMP) stars (-3<[Fe/H]<-2) is reproduced by the normal SN yields or the yields integrated over the Salpeter initial mass function.

(2) The trends of abundance ratios [X/Fe] against [Fe/H] with small dispersions for the EMP stars can be reproduced by a sequence of models with the various combinations of Mms and E. We propose that the trends of abundance . ratios indicate an "inhoinogeneous" chemical evolution in the early universe at [Fe/H]<-3, instead of the homogeneous mixing in the interstellar medium.

(3) We examine how the distributions of the electron mole fraction Ye and the density in the presupernova models improve the agreement with the observed abundance ratios.

Property of SN explosion

We perform two-dimensional hydrodynamical and nucleosynthesis calculations of jet-induced SNe and HNe of Pop III 40 Me stars and investigate the dependences of SN nucleosynthesis on the properties of the jet. We reveal the followings:

(1) SN nucleosynthesis is determined by the fallback onto the central remant and the strength of the shock heating. Since the property that influences the both effects is the energy deposition rate (Edep), Edep is the most important property.

(2) The models with the smaller Edep yield the smaller Fe production and the higher [C/O], [C/Mg], and [C/Fe]. The abundance patterns of the EMP stars, the C-enhanced EMP (CEMP) stars ([C/Fe]>1), and the hyper metal-poor (HMP) stars (-6<[Fe/H]<-5 and [C/Fe]-4) are reproduced by the models with Eaep=30x1051 ergs s-1, 3-2.3x1051 ergs s-1, and 1.5-0.5x1051 ergs s-1, respectively. The amounts of Fe ejection are M(Fe)'0.1 Mo, 10-3-10-4 Mo, and 10-6 Mo, respectively.

(3) The yields of jet-induced SNe depend on the properties of the jet. Thus, we can constrain the properties of the parent SN from the abundance patterns of the metal-poor stars. In particular, since [Sc/Fe] is larger for the explosion with the more collimated jet, it can be an indicator of the jet collimation, i.e., the asphericity of the explosion.

(4) The yields of the jet-induced SNe are similar to those of the one-dimensional model applied the mixing-fallback model. This confirms that the mixing-fallback model mimics the jet-induced explosion well.

III.Connection between GRBs and EMP stars

Long-duration GRBs are thought to be connected with luminous and energetic SNe (i.e., HNe) resulting from the black-hole forming collapse of massive stars. For recent nearby GRBs 060505 and 060614, however, the expected SNe have not been detected. The upper limits to the SN brightness are about 100 times fainter than GRB-associated HNe, corresponding to the upper limits to the ejected 56Ni masses of M(56Ni)-10-3 Mo.

The upper limit of M(56Ni) is consistent with the jet-induced explosion models for the CEMP and HMP stars. The jet-induced SN models can explain both GRB-HNe and GRBs without bright SNe in a unified manner with the different Edep. Therefore, we propose the connection between GRBs and the EMP stars: (1) the explosions with large Edep are observed as GRB-HNe and their yields explain the abundances of normal EMP stars and (2) the explosions with small Edep are observed as GRBs without bright SNe and are responsible for the formation of the CEMP and the HMP stars.

本論文は、重力崩壊型超新星爆発の輻射輸送計算、流体力学計算、元素合成計算に基づいて、超新星爆発とガンマ線バーストの爆発メカニズムを広範に考察し、その爆発で合成される重元素の組成パターンを金属欠乏星の観測と比較することで、宇宙初期の化学進化を考察するための方法を具体的に提案した最初の研究である。

本論文は8章から成る。第1章では、宇宙初期の物質未混合の時代の化学進化と、超新星爆発やガンマ線バーストの性質について、これまでの観測結果が概説されている。特に、[Fe/H]<-3の金属欠乏星の重元素組成パターンは個々の超新星において合成された元素の組成パターンを反映していることが述べられ、また、超新星の爆発メカニズムは光度曲線やスペクトルの観測に基づいて個別にその性質が明らかにされている現状が述べられている。その中にあって、未だ確実ではない重力崩壊型超新星の性質を明らかにするためには、爆発モデルを光度曲線とスペクトルの観測から更に制限し、それによる重元素組成パターンの予想を金属欠乏星の観測で検証することが必要であるという観点にたって、本研究の動機づけを行っている。

第2章では、本論文で用いた輻射輸送、流体力学、元素合成の数値計算の手法が説明されている。特に、第5章と第6章で用いている2次元相対論的流体計算コードは論文提出者が自ら作成したもので、付録にそのテスト計算結果が収められ、解析解と一致することが確認されている。

第3章では、最近観測された数例の超新星爆発とガンマ線バーストの光度曲線とスペクトルから、その超新星の質量と爆発エネルギーを求めている。ここでは、特に、ガンマ線バーストと類似の爆発現象でありながら、主にX線でエネルギーを放射するX線フラッシュに着目し、XRFO30723に付随する超新星は低質量(15-25MO)で、その爆発は低エネルギー(E<1052エルグ)であったことを見出している。これは、X線フラッシュとガンマ線バーストの違いは親星の質量が異なるためであることを示唆した世界で初めての結果である。

第4章では、第3章や先行研究によって明らかにされた現在の超新星の質量や爆発エネルギーの範囲を念頭に置いて、質量13-50Moで爆発エネルギーが1-40×1051エルグをもつ第一・世代星について、その超新星爆発の1次元流体力学計算と元素合成計算を行っている。ここでは、中心領域への質量降着に、非球対称効果である物質混合を取り入れた1モデル(mixing-fallbackmodel)を用いて超新星から放出される元素組成を計算し、金属欠乏星に見られる元素組成パターンの違いは超新星の質量と爆発エネルギーの違いを反映していることを明らかにしている。

第5章では、単に質量降着モデルに非球対称効果を取り入れるのではなく、実際に第一世代星のジェット状超新星爆発の2次元流体力学計算と元素合成計算を行い、超新星から放出される元素組成とジェットの性質との関係を調べている。その結果、ジェットのエネルギー放出率が重要なパラメータであり、エネルギー放出率が小さくなると、放出される鉄の量は少なくなり、炭素に対する鉄の組成比[C/Fe]が大きくなることを見出している。また、金属欠乏星と比較して、ジェットのエネルギー放出率が小さくなるにつれ、EMP星(-4〈[Fe/H]〈-3)、CEMP星(EMPかつ[C/Fe]〉十1)、HMP星(-6<[Fe/H]<-5かつ[C/Fe]~+4)の重元素組成パターンが順に再現されることを見出している。

第6章では、これまでに近傍のガンマ線バーストは爆発エネルギーの大きい極超新星(GRB-HNe)と同起源であることが明らかにされていたが、2006年にGRBO60505とGRBO60614という超新星成分が付随しない近傍のガンマ線バースト(noSN-GRBs)が発見されたことを述べ、この超新星成分の明るさの上限値から56Niの質量をM(56Ni)<10-3ハちと見積もっている。このNi質量の上限値はCEMP星やHMP星に対応するジェット状超新星爆発モデルと矛盾がないことから、ガンマ線バーストと金属欠乏星は同様なジェット状超新星爆発を起源とすると考えられ、ジェットのエネルギー放出率が大きい超新星爆発はGRB-HNeやEMP星の起源であり、エネルギー放出率の小さい超新星爆発はnoSN-GRBsやCEMP星やHMP星の起源であることを提案している。

第7章では本研究で得た結果が要約されており、第8章では結論と今後の研究の展望が述べられている。

以上、本論文は、輻射輸送計算を用いて超新星爆発とガンマ線バーストの性質を明らかにし、それらの結果と関連させた流体力学計算と元素合成計算に基づいて、金属欠乏星の元素組成パターンから第一世代星の起源や宇宙初期の化学進化を解明するための新しい方法を築いた先駆的研究として高く評価できる。

なお、本論文の一部は野本憲一、梅田秀之、前田啓一、田中雅臣、岩本信之、鈴木知治、Elena Pian、Paolo A.Mazzali、Jinsong Deng、Jens Hjorth及JohanP.U.Fynboとの共同研究であるが、論文提出者が主体となって数値計算及び解析、検証を行ったもので、論文提出者の寄与が十分であると判断する。よって、審査員全員一致で博士(理学)の学位を授与できると認める。