Supernova (SN) is one of the most important objects to understand the current universe, our Galaxy, and the earth: SNe synthesize and eject heavy elements, which are seen in our life, and inject huge kinetic energy to the interstellar medium. However, the explosion mechanism of SNe is not yet clarified. This is one of the most important questions in astrophysics. We explore the explosion mechanism of SNe by studying the explosion geometry, which is a key to understand the mechanism.

As a theoretical approach, we perform the first multi-dimensional radiative transfer simulations for photospheric phase spectra (<50 days after the explosion) of aspherical hyper-energetic SNe. We show that observational properties do depend on the line of sight, reflecting the aspherical element distribution in the SN ejecta and the anisotropic ionization structure. We show that the kinetic energy is overestimated if a polar-viewed SN is analyzed under the assumption of spherical symmetry. In fact, the kinetic energy of SN 1998bw associated with GRB 980425 is found to be ~20 x 1051 erg, which is smaller than that estimated by spherical models (30-50 x 1051 erg).

However, because of the complexity in the SN ejecta, it is shown to be difficult to observationally study the explosion geometry only with photospheric phase spectra, without independent information of the line of sight. With simple spectroscopy, observations at nebular phases (~1 yr after the explosion) are more powerful since the emission line profile traces the element distribution.

We perform nebular phase observations of SN 2008D associated with the X-ray transient 080109 with Subaru telescope. This SN is a rare and important object in that it was discovered soon after the explosion by the luminous X-ray emission. We find that the [O I] emission line shows a double-peaked profile while the [Ca II] line does not show such a profile. The double-peaked profile clearly shows that the explosion is not spherically symmetric. The double-peaked profile can be expected when an expanding torus is viewed from near the equatorial direction. We suggest that SN 2008D is a bipolar explosion viewed from off-axis direction, > 50 degree from the pole. Thus, the X-ray emission detected soon after the explosion is unlikely to be caused by highly relativistic jets.

We show polarization measurement is also a powerful and, in fact, the most robust method to study the explosion geometry. We perform a spectropolarimetric observation of SN 2007gr. It is found that the Ca line has a high polarization level while the O and Na lines do not have a comparably strong polarization. The results clearly indicate that explosively synthesized elements (such as Ca) have a different distribution from pre-supernova elements (such as O and Na). These properties can be explained by an axisymmetric jet-like explosion viewed from near the polar direction.

We also show our spectropolarimetric observation of SN 2005bf. This SN has been observed at two different epochs. The polarization spectra at two epochs clearly show the enhancement of polarization at the lines of Ca, Fe, and He (excited in coexistence with 56Ni). These properties indicate the aspherical distribution of the explosively synthesized elements. In addition, changes in the polarization angle are seen at these lines at both epochs. The change in the polarization angle indicates non-axisymmetric distribution of the elements. It is suggested that the explosion of SN 2005bf possibly has two axes, in analogy with a pulsar, which has independent rotational and magnetic axes.

By our observational studies, the aspherical nature of SN explosion has become apparent. Especially, axisymmetric, two dimensional explosion models are successful in understanding the spectroscopic and spectropolarimetric observations. However, detailed spectropolarimetric observations are providing deeper information: three dimensional nature of the explosion is becoming apparent.

本論文は、非球対称な重力崩壊型超新星爆発モデルに基づいた輻射輸送計算と分光観測及び分光偏光観測を論文提出者自らが行い、大質量星が超新星爆発を起こす際に合成・放出された重元素の分布が非球対称であることのみならず、その分布が実現されるジェット状爆発の幾何学的形状に関する情報を引き出した最初の研究である。特に、分光偏光観測によって超新星爆発の非球対称性を理論的な超新星モデルと比較しながら考察するために必要な方法を具体的に提案した重要な研究である。

本論文は5 章からなる。第1 章では、まず超新星爆発機構について概説し、超新星の一般的な観測結果とそれに基づく分類法や物理量の推定方法が解説された後、本研究の動機づけを行っている。重力崩壊型超新星では、非球対称性が重要であることを裏付けるために、過去の観測例を列挙している。その上で、点源にしか見えない多くの銀河系外の超新星に対しても有効な方法として可視光の分光と偏光観測を行い、非球対称超新星爆発モデルの検証を行うことを本研究の目標とすることが述べられている。

第2章では、論文提出者が開発した、明るさの極大期付近の光学的に厚い超新星に適用可能な輻射輸送計算コードについて述べ、それを極超新星SN 1998bw に適用した結果をまとめている。非球対称な超新星爆発において光学的に厚い時期の輻射輸送計算は本研究が最初である。その結果この時期の超新星スペクトルは視線方向による違いが小さいことが示された。そして、超新星爆発の幾何学的特徴を引き出すには超新星が光学的に薄くなる爆発後数百日以上経過した時期の輝線スペクトルを観測することが肝要なことを指摘した。本研究で開発された輻射輸送計算コードについては付録A に、熱力学的な量の計算については付録B に、それぞれ詳しく説明されている。

第3章では、X 線が爆発直後に観測され、その起源が相対論的ジェットか否か議論の分かれていた超新星SN 2008D をすばる望遠鏡のFOCAS を使って観測した結果の解析がまとめられている。爆発後数百日経過した様々な超新星の分光観測の結果が双極ジェット状の爆発を違う角度から観測したものと解釈できることを過去の研究に基づき指摘している。この方法を超新星SN 2008D に適用するため、測光及び分光観測を相次いで行ったことが述べられ、観測の詳細と解析手法が説明されている。その結果、この超新星はジェット状に爆発しており、推測される視線方向がジェット軸から60-70 °離れていることから、爆発直後のX 線の起源は相対論的ジェットではないことが判明した。

第4章では、偏光の基本的概念と超新星のスペクトルに検出される偏光の形成過程を解説した後、本研究で行われた2つの超新星に対する分光偏光観測の結果とその解釈が述べられている。観測手法やデータ解析方法は付録C で詳述されている。次いで、過去の観測例では、超新星が球対称か否かの判定しかされていない現状を概説している。その上で本研究で観測した超新星SN 2007gr の分光偏光観測結果が示されている。特に超新星SN2005bf については異なる2つの時期に分光偏光観測を行ったことで、超新星から発せられた光が星間物質を通る時に付け加わる偏光度を評価でき、超新星由来の連続光の偏光度を精度良く見積もることができた。後期の分光観測結果も考え合わせると、重元素の分布の対称軸はひとつではない、つまり軸対称からもずれていると結論づけている。これらの観測結果は他には類を見ないもので非常に高く評価できる。

付録D ではIa 型超新星に対して行われた分光偏光観測とその結果が議論されている。

第5章では本研究で得た結果が要約されており、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、非球対称超新星爆発の研究を、ジェット状爆発の2次元モデル計算と分光偏光観測によって推し進めた画期的なものである。輻射輸送計算の手法は3次元に拡張でき、偏光も含めることが可能で発展性が高い。また、大変信頼性の高い観測・データ解析に基づき、分光偏光観測から予想される元素分布としては、これまでで最も具体的な分布を示すことに成功している。超新星爆発の非球対称性について理論・観測両面から迫った先駆的研究であり、当該分野の今後の発展に大きく寄与するものとして、高く評価できる。

なお、本論文の一部は野本憲一、峰崎岳夫、前田啓一、服部尭、青木賢太郎、山中雅之、家正則、川端弘治、冨永望、Elena Pian、Paolo A. Mazzali、D. K. Sahu、Stefano Valenti、G. C. Anupama、及びMassimo Della Valle との共同研究であるが、論文提出者が主体となって観測及びデータ解析、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。