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ブラックホール

中

よみ方

ぶらっくほーる

英 語

black hole

説 明

閉じた事象の地平線に囲まれた時空の領域のこと。いったんこの領域に入るとどんなものも再び外に出ることはできない。
ニュートン力学においても脱出速度光速度になる天体として18世紀にイギリスのミッチェル(J. Michell)やフランスのラプラス(P.-S Laplace)によって考えられていたが、ニュートン力学では光速度は特別の意味を持たないので単に真っ黒な星というだけであった。一般相対性理論では局所慣性系で特殊相対性理論が成り立ち、そこで光速度は情報の伝達速度の最大速度となる。事象の地平線のすぐ内側では局所慣性系自体が光速度以上の速度で落下するため、いったん事象の地平線の中に入った情報は外から観測することができない。外の世界は後述するホーキング放射以外、ブラックホールからの情報をまったく受けることができない。
ブラックホールの内部には、時空の曲率が発散する特異点が存在するが、内部構造の詳細は考えるブラックホールによって違う。アインシュタイン-マクスウェル方程式系の解としてのブラックホールは、質量、電荷、角運動量の3つのパラメータだけで記述できるという「無毛定理」があり、質量だけを持つシュバルツシルトブラックホール、質量と電荷をもつライスナー-ノルドストロームブラックホール、質量と角運動量を持つカーブラックホールなどがある。シュバルツシルトブラックホールは事象の地平線が一つであるのに対し、ライスナー-ノルドストロームブラックホールやカーブラックホールでは外部事象の地平線のほかに内部事象の地平線が存在し、内部地平線を通り抜けて特異点を避け、ホワイトホールから別の宇宙に出ていくことが数学的には可能である。しかし天体の重力崩壊によってできたブラックホールでは、どの場合にも内部事象の地平線はできず、ブラックホールに入った物質はすべて特異点に向かうと考えられている。
ブラックホールにはその質量に反比例した温度の黒体放射(ホーキング放射)を放出し、表面積(事象の地平線の面積)に比例した莫大なエントロピーをもっていることが知られており、熱力学的対象として扱うことができる。
ブラックホールは当初は理論研究の対象でしかなかったが、1971-72年に観測的にその存在が実証された。X線源であるはくちょう座X-1(Cyg X-1)の観測から、これが連星であり、その一方の高密度星が太陽質量の約10倍の質量をもつブラックホールであることがわかった。
現在、観測的にはブラックホールは質量によって次の3種類に分類されている。太陽質量の10倍程度以下の恒星質量ブラックホール、1000ないし1万倍の中間質量ブラックホール、100万ないし数10億倍の(超)大質量ブラックホールである。一つの銀河内に散在する恒星質量のものは大質量星の超新星爆発でできる。一つの銀河内に時折見られる中間質量のものと、多くの銀河の中心核にある(超)大質量のものの成因についてはまだよくわかっていない。
2015年9月14日、アメリカの重力波検出器であるLIGOによって、400メガパーセク(400 Mpc=13億光年)の彼方で太陽質量の約36倍と29倍のブラックホール連星が合体して太陽質量の62倍のブラックホールができた時の重力波が初めて直接検出された。その後2017年8月までにブラックホール連星の合体に伴う重力波が3回観測された。これらの重力波の発生源は、検出の年月日をつけてGW150914、GW151226、GW170104、GW170814と呼ばれている。この4回の重力波の発生源となった連星をなすブラックホールの質量は太陽質量の20倍を超えるものが多く、また合体後のブラックホールの質量はどれも太陽質量の20倍以上である。従来X線で観測されている天の川銀河銀河系)内のブラックホールは太陽質量の10倍以下のものがほとんどなので、このような恒星質量ブラックホールでありながら、従来より質量がかなり大きいブラックホールの形成過程についても謎が生じている。
2019年4月10日にイベントホライズンテレスコープ(EHT)が、おとめ座銀河団にある巨大楕円銀河M87の中心にある超大質量ブラックホール(太陽質量の65億倍)のシャドウを観測したと発表した。銀河系の中心には太陽質量の400万倍の質量を持つブラックホールが存在することが知られており、EHTはこの観測データも解析中である。
ミニブラックホール超大光度X線源も参照。

2019年10月01日更新

関連画像

イベントホライズンテレスコープで撮影された、巨大銀河M87中心の巨大ブラックホールシャドウ。リング状の明るい部分の大きさはおよそ42マイクロ秒角であり、月面に置いた野球のボールを地球から見た時の大きさに相当する。(Credit: EHT Collaboration)
https://www.nao.ac.jp/news/sp/20190410-eht/images.html より
恒星質量ブラックホールと重力波の観測で見つかったブラックホールの質量(銀河の中心にある大質量ブラックホールは含まれていない)。以下の二つのサイトにある図を合体させて製作。
http://www.ligo.org/detections/GW170104.php
http://ligo.org/detections/GW170814.php
質量既知のブラックホールと中性子星の質量を示す図。縦軸は太陽質量を単位とした質量、横軸は特に意味はない。質量が、X線などの電磁波によって測定されたブラックホール(BH)は紫、重力波で測定されたBHは青、電磁波で測定された中性子星は黄色、GW170817で合体した二つの中性子星はオレンジ色で表されている。合体後の天体は正体がよく分からないのでクエスチョンマークで表されている。
出典:https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20171016a
最初に同定されたブラックホールであるはくちょう座X-1(Cyg X-1)の位置(四角)を示す可視光画像(左)とその想像図(右)。ブラックホールと青色の大質量星が連星系をなしている。可視光画像の視野は4度x5度で、Cyg X-1の右やや下の明るい星ははくちょう座η星(η Cyg)。
Credit: Optical(左): DSS; Illustration(右): NASA/CXC/M.Weiss

https://chandra.harvard.edu/photo/2011/cygx1/