ブラックホール
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中央に黒い点があり、その周囲をドーナツ型のオレンジがかった黄色のリングが囲み、背景には黒い空間がある。
超大質量ブラックホールであるメシエ87の中心核領域の画像。EHTと呼ばれる電波望遠鏡の散在アレイから処理され、色は輝度温度を示しています。[ 1 ] [ 2 ]
中央の黒い円は、3つの明るい白い光の塊に囲まれ、オレンジ色の天の川はそれを囲むように歪んで描かれています。背景は星空で、左上隅には歪んでいない天の川の2つ目の像が見えます。
大マゼラン雲の前にあるシュヴァルツシルトブラックホールの模擬画像。重力レンズ効果により、雲の拡大された2つの歪んだ画像が生成される。上部では、天の川銀河の円盤が弧状に歪んで見える。[ 3 ]

ブラックホールは、その重力によって光を含むあらゆるものの脱出が不可能になるほどコンパクトな天体です。アルバート・アインシュタインの一般相対性理論は、十分にコンパクトな質量はブラックホールを形成すると予測しています。[ 4 ]脱出不可能な境界は事象の地平線と呼ばれます。一般相対性理論では、ブラックホールの事象の地平線は物体の運命を決定づけますが、そこを越えても局所的に検出可能な変化は生じません。[ 5 ]また、一般相対性理論は、すべてのブラックホールには中心特異点があり、そこでは時空の曲率が無限大になるはず であると予測しています。

ブラックホールは多くの点で理想的な黒体のように振る舞い、光を反射しません。[ 6 ] [ 7 ]曲がった時空における量子場の理論は、事象の地平線からホーキング放射が放出されると予測しています。ホーキング放射は黒体と同じスペクトルを持ち、その温度は質量に反比例します。恒星ブラックホールの場合、この温度は10億分の1ケルビンのオーダーであり、直接観測することは実質的に不可能です。

重力場が強すぎて光が逃げられない天体は、18世紀にジョン・ミッシェルとピエール＝シモン・ラプラスによって初めて考えられました。1916年、カール・シュヴァルツシルトは、ブラックホールを特徴付ける一般相対性理論の最初の現代的な解を発見しました。彼の影響力のある研究にちなんで、シュヴァルツシルト計量は彼の名にちなんで名付けられました。 1958年、デイヴィッド・フィンケルシュタインは、「ブラックホール」を何も逃げることのできない空間領域として解釈する最初の論文を発表しました。ブラックホールは長い間数学的な好奇心の対象とされていましたが、1960年代になって初めて、理論的研究によって一般相対性理論の一般的な予測であることが示されました。最初に知られたブラックホールは、1971年に複数の研究者によって独立して特定されたはくちょう座X-1です。 [ 8 ] [ 9 ]

ブラックホールは、通常、質量の大きな星がその寿命の終わりに崩壊するときに形成されます。ブラックホールは形成された後、周囲の質量を吸収して成長します。太陽の何百万倍もの質量を持つ超大質量ブラックホールは、他の星を吸収して合体したり、ガス雲が直接崩壊したりすることで形成されます。ほとんどの銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在するという見解は一致しています。

ブラックホールの存在は、他の物質や可視光などの電磁放射との相互作用を通じて推測できます。ブラックホールに向かって落下する物質は、摩擦によって加熱され、光を発するプラズマの降着円盤を形成することがあります。極端な場合には、宇宙で最も明るい天体の 1 つであるクエーサー が生成されます。ブラックホールの合体は、放出する重力波の観測によっても検出できます。ブラックホールの周りを他の星が周回している場合、その軌道を使用してブラックホールの質量と位置を決定できます。このような観測を使用して、中性子星などの可能性のある代替物質を除外できます。このようにして、天文学者は連星系で多数の恒星ブラックホール候補を特定し、天の川銀河の中心にあるいて座 A*として知られる電波源に、太陽の約 430万質量の超大質量ブラックホールが含まれていることを明らかにしました。  

歴史

光さえも逃れられないほど巨大な天体という概念は、イギリスの天文学の先駆者であり聖職者でもあったジョン・ミッシェルと、フランスの科学者ピエール＝シモン・ラプラスによってそれぞれ独立に提唱されました。両学者は、現代の極めて高密度の天体という概念とは対照的に、非常に大きな恒星を提唱しました。[ 10 ]

ミッシェルの考えは、1784年に出版された手紙の短い部分で、[ 11 ]太陽と同じ密度で半径が太陽の500倍の恒星は、放射された光を一切逃がさないと計算した。表面からの脱出速度は光速を超えるだろう。[ 12 ]ミッシェルは、 そのような超大質量だが放射しない天体は、近くの可視天体に対する重力の影響を通じて検出できる可能性があると正しく指摘した。[ 10 ]

1796年、ラプラスは著書『世界体系論』の中で太陽系の起源について考察し、星が十分に大きければ目に見えない可能性があると述べた。フランツ・クサーヴァー・フォン・ザッハはラプラスに数学的解析を求め、ラプラスはそれを提供してザッハが編集する雑誌に掲載した[ 10 ] 。ラプラスは著書の後の版では目に見えない星についてのコメントを削除したが、これはトーマス・ヤングの光波動理論が、ラプラスの数学的解析で用いられた光子の妥当性に疑問を投げかけたためと考えられる[ 12 ]。123

一般相対性理論

1905年、アルベルト・アインシュタインは、電磁気学の法則がローレンツ変換に対して不変であることを示しました。つまり、互いに異なる速度で移動する観測者に対しても、電磁気学の法則は同一であるということです。この発見は特殊相対性原理として知られるようになりました。力学の法則が不変であることは既に示されていましたが、重力は未だ考慮されていませんでした。[ 13 ] : 19

アインシュタインは、ガリレオ・ガリレイやアイザック・ニュートンら による、慣性質量が重力質量に等しいことを示す観測結果を参考に、相対性理論に重力を導入した。[ 13 ] : 11 1907年、アインシュタインは等価原理を提唱する論文を発表した。等価原理とは、この等価性は2種類の質量に共通の原因があることを意味するという仮説である。この原理を用いて、アインシュタインは重力が光に及ぼす赤方偏移の影響を予測した。[ 13 ] : 19 1911年、アインシュタインは質量の大きい物体によって光が偏向することを予測したが[ 14 ]、彼の分析は時期尚早で、2倍も外れていた。[ 13 ] : 19

1917年までにアインシュタインはこれらの考えを一般相対性理論に洗練させ、物質が時空にどのように影響し、それが他の物質の運動にどのように影響するかを説明しました。[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]この理論はブラックホール物理学の基礎となりました。[ 18 ]

一般相対論における特異解

アインシュタインが一般相対性理論を記述する場の方程式を発表してからわずか数ヶ月後、天体物理学者カール・シュヴァルツシルトはこの考えを恒星に適用しようと試みた。彼は自転のない球対称性を仮定し、アインシュタインの方程式の解を見出した。[ 12 ] : 124 [ 19 ]シュヴァルツシルトの数か月後、ヘンドリック・ローレンツの弟子ヨハネス・ドロステは、異なる座標系を用いて質点に対する同じ解を独立に与えた。[ 20 ] [ 21 ]質点からある半径のところで、シュヴァルツシルト解は特異となり、アインシュタインの方程式のいくつかの項が無限大になった。後にシュヴァルツシルト半径として知られることになるこの半径の性質は、当時は理解されていなかった。[ 22 ]

20世紀初頭の多くの物理学者はブラックホールの存在に懐疑的だった。1926年の科学雑誌でアーサー・エディントンは質量がシュワルツシルト半径まで圧縮された星のアイデアについて論じたが、彼の分析は当時あまり理解されていなかった一般相対性理論の問題点を説明することを目的としており、問題を真剣に分析したわけではなかった。エディントンはブラックホールの存在を信じていなかったのだ。[ 23 ] [ 12 ] : 134 1939年にはアインシュタイン自身が一般相対性理論を用いてブラックホールはあり得ないことを証明しようとした。[ 24 ] [ 25 ]彼の研究は圧力の増加や遠心力の増加が重力とバランスを取り、物体がシュワルツシルト半径を超えて崩壊しないようにすることに依存していた。彼は爆縮によって系がこの臨界値を下回る可能性を見落としていた。[ 12 ] : 135

重力と縮退圧力

1920年代までに、天文学者たちは多くの白色矮星を、通常の恒星の徐冷では説明できないほど冷たく高密度であると分類した。1926年、ラルフ・ファウラーはこれらの密度では量子力学的縮退圧力が熱圧力よりも大きいことを示した。[ 12 ] : 145 1931年、スブラマニアン・チャンドラセカール は特殊相対論と量子力学を組み合わせて、ある限界質量（現在では1.4  M ☉のチャンドラセカール限界と呼ばれている）以下の電子縮退物質の非回転体は安定であると計算し、1934年までにこれが白色矮星の一覧を説明できることを示した。[ 12 ] : 151 チャンドラセカールが研究結果を発表した同じ会議で、エディントンは、この限界を超える星は光の放出を妨げるほどの密度になるまで放射を続けるだろうと指摘したが、彼はこの結論を不合理だと考えた。エディントンと、後にレフ・ランダウは、まだ知られていない何らかのメカニズムが崩壊を止めるだろうと主張した。[ 26 ]彼らの主張は部分的には正しかった。チャンドラセカール限界よりわずかに質量の大きい白色矮星は、それ自体が安定している中性子星に崩壊するだろう。[ 27 ]上級科学者によるこれらの主張は、チャンドラセカールのモデルの受け入れを遅らせた。[ 12 ] : 159

1930年代に、フリッツ・ツビッキーとウォルター・バーデは恒星の新星を研究し、特に彼らが超新星と呼ぶ非常に明るいものに焦点を当てた。ツビッキーは、超新星が原子核の密度を持つ星、つまり中性子星を生成するという考えを推進したが、この考えはほとんど無視された。[ 12 ] : 171 1937年に、レフ・ランダウは恒星の中心核の詳細な核モデルを発表し、ロバート・オッペンハイマーの注目を集めた。1939年、チャンドラセカールの推論に基づき、オッペンハイマーとジョージ・フォルコフは、現在トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界として知られている一定の質量限界以下の中性子星は中性子縮退圧のために安定すると予測した。その限界を超えると、彼らのモデルは適用できないか、重力収縮が止まらないと推論した。[ 28 ] : 380–381

ジョン・アーチボルド・ウィーラーと彼の2人の学生は、トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ（TOV）限界の背後にあるモデルに関する疑問を解明した。ハリソンとウィーラーは、原子から電子縮退、そして中性子縮退に至るまで、冷たい物質の密度と圧力を関連付ける状態方程式を導出した。若野正美とウィーラーは、これらの方程式を用いて、質量と円周を関連付けた恒星の平衡曲線を計算した。彼らはTOV限界を無効にするような追加的な特徴は見つからなかった。これは、ブラックホールの形成を阻止できる唯一のものは、恒星が冷却するにつれて十分な質量を放出する動的プロセスであることを意味した。[ 12 ]：205 ウィーラーは、爆縮する恒星中の中性子は、結果として生じる光がブラックホールに閉じ込められないほど速く電磁放射に変換されるという見解を持っていた。[ 12 ]：210

現代モデルの誕生

ブラックホールの現代的な概念は、1939 年にロバート・オッペンハイマーと弟子のハートランド・スナイダーによって定式化されました。 [ 24 ] [ 29 ] : 80 この論文で、[ 30 ]オッペンハイマーとスナイダーは、後にオッペンハイマー・スナイダーモデルと呼ばれるモデルで、理想的な爆縮する星についてアインシュタインの一般相対性理論方程式を解き、星の遥か外側からその結果を記述しました。爆縮は予想通りに始まり、星の物質が急速に内側に崩壊します。しかし、星の密度が増加するにつれて、重力による時間の遅れが大きくなり、遠くから見ると崩壊が遅くなるように見えます。星が臨界半径、つまりシュワルツシルト半径に達すると、遠くから見ると爆縮が見えなくなります。爆縮からの光は無限に赤方偏移し、時間の遅れは非常に大きくなるため、時間の中で凍りついたように見えるでしょう。[ 12 ] : 217

1958年、デイヴィッド・フィンケルシュタインはシュワルツシルト面を事象の地平線と特定し、「完全な一方向性の膜：因果的影響は一方向にしか通過できない」と呼んだ。この意味では、ブラックホール内部で発生する事象は、ブラックホール外部で発生する事象に影響を与えることができない。[ 31 ]フィンケルシュタインは、ブラックホールに落下する観測者の視点を含む新しい基準系を作成した。 [ 29 ] : 103 フィンケルシュタインの解は、シュワルツシルト解をブラックホールに落下する観測者の将来まで拡張した。同様の概念はマーティン・クラスカルによって既に発見されていたが、その重要性は当時は十分に理解されていなかった。[ 29 ] : 103 フィンケルシュタインの新しい基準系は、爆縮する恒星の事象の地平線における事象を、遠く離れた事象と関連付けることを可能にした。1962年までに2つの視点は調和され、多くの懐疑論者はブラックホールへの爆縮が物理的に理にかなっていると確信した。[ 12 ] : 226

黄金時代

パンチカードに描かれた、ブラックホールと降着円盤の白黒画像。ブラックホールは中央に黒い半円として見え、その上に白いリングが重ねられています。その周囲には、明るい白い降着円盤がブラックホールの上下と側面を包み込み、ブラックホールの左側で最も明るく見えます。
ジャン＝ピエール・ルミネが1978年に作成したブラックホールの最初のシミュレーション画像。特徴的な影、光子球、そしてレンズ効果を受けた降着円盤が描かれている。ドップラー効果により、円盤の片側が明るくなっている。[ 32 ] [ 33 ]

1960年代半ばから1970年代半ばにかけては、一般相対性理論とブラックホールが研究の主流となった「ブラックホール研究の黄金時代」であった。[ 34 ] [ 12 ] : 258

この時期に、より一般的なブラックホールの解が発見されました。1963年、ロイ・カーは回転するブラックホールの厳密な解を発見しました。[ 35 ] [ 36 ] 2年後、エズラ・ニューマンは回転し電荷を帯びたブラックホールの円筒対称解を発見しました。[ 37 ]

1967年、ヴェルナー・イスラエルは、シュワルツシルト解が、回転も電荷もないブラックホールの唯一の解であり、追加のパラメータを持つことはできないことを発見した。その意味では、シュワルツシルトブラックホールはその質量のみで定義され、同じ質量を持つ2つのシュワルツシルトブラックホールは同一である。[ 38 ]イスラエルは後に、ライスナー・ノルドストロームブラックホールは質量と電荷のみで定義されることを発見し、一方ブランドン・カーターは、カーブラックホールには質量とスピンという2つの自由度しかないことを発見した。[ 39 ] [ 40 ]これらの発見は、ノーヘア定理として知られるようになり、静止したブラックホールはカー・ニューマン計量の3つのパラメータ、すなわち質量、角運動量、電荷によって完全に記述されると述べている。 [ 41 ]

当初、ブラックホールの解のそれぞれに見られる奇妙な数学的特異点は、ブラックホールが完全に球対称であるという仮定によってのみ現れたものであり、したがって、ブラックホールが必ずしも対称ではない一般的な状況では特異点は現れないのではないかと疑われていた。この見解は特にウラジミール・ベリンスキー、イサク・ハラトニコフ、エフゲニー・リフシッツによって支持され、彼らは一般的な解には特異点が現れないことを証明しようとしたが、後に彼らの立場は逆転した。[ 42 ]しかし、1965年にロジャー・ペンローズは、量子力学のない一般相対性理論では、すべてのブラックホールに特異点が現れることが必要であることを証明した。[ 43 ] [ 44 ]その後まもなく、ホーキングはペンローズの解を一般化し、物理的に実現不可能な少数のシナリオを除いて、量子重力が介入しない限り、宇宙論的ビッグバン特異点は避けられないことを発見した。[ 45 ]

この時代には天文学的観測も大きく進歩した。1967年、アントニー・ヒューイッシュとジョスリン・ベル・バーネルがパルサーを発見した[ 46 ] [ 47 ]。そして1969年までには、パルサーが高速で回転する中性子星であることが示された。[ 48 ]それまで、中性子星はブラックホールと同様に単なる理論上の好奇心と考えられていたが、パルサーの発見によってその物理的な関連性が示され、重力崩壊によって形成される可能性のあるあらゆる種類のコンパクト天体への関心がさらに高まった。[ 49 ] 1970年代初頭のグリニッジとトロントでの観測に基づき、1964年に発見された銀河系X線源である白鳥座X-1は、一般にブラックホールであると認められた最初の天体となった。[ 50 ] [ 51 ]

1970年代初頭のジェームズ・バーディーン、ジェイコブ・ベッケンシュタイン、カーター、そしてホーキングによる研究は、ブラックホール熱力学の定式化につながった。[ 52 ]これらの法則は、質量とエネルギー、面積とエントロピー、そして表面重力と温度を関連付けることで、熱力学の法則と密接な類似性をもってブラックホールの挙動を記述している。この類似性は、ホーキングが1974年に量子場理論によればブラックホールは 表面重力に比例した温度を持つ黒体のように放射するはずであると示したことで完成し、現在ホーキング放射として知られる効果を予測した。[ 53 ]

現代の研究と観察

ブラックホールの最初の強力な証拠は、 1972年に行われたはくちょう座X-1のX線と可視光線の観測の組み合わせから得られました。 [ 54 ]はくちょう座にあるこのX線源は、地球の大気によるX線遮断のため地上からの検出が困難なため、 2機の弾道ロケットによる調査で発見されました。[ 55 ] [ 56 ] [ 57 ]恒星やパルサーとは異なり、はくちょう座X-1には目立った電波源や可視光源はありませんでした。[ 57 ] [ 58 ] 1972年、ルイーズ・ウェブスター、ポール・マーディン、そしてチャールズ・トーマス・ボルトンはそれぞれ独立に、はくちょう座X-1が実際には超巨星HDE 226868と連星系を形成していることを発見した。両研究チームは、可視光星の放射パターンを用いて、はくちょう座X-1の質量は白色矮星や中性子星としては大きすぎる可能性が高いことを発見し、おそらくブラックホールである可能性を示唆した。[ 59 ] [ 60 ]さらなる研究により、彼らの仮説は強化された。[ 61 ] [ 62 ]

恒星質量ブラックホールである白鳥座X-1は、1973年末までに科学界でブラックホールとして一般的に受け入れられていたが、[ 61 ]超大質量ブラックホールが同じように広く認識されるまでには数十年を要した。1960年代初頭には、ドナルド・リンデン＝ベルやマーティン・リースなどの物理学者が、銀河中心の強力なクエーサーは超大質量ブラックホールの降着によってエネルギーが供給されていると示唆していたが、当時は観測的証拠はほとんど存在しなかった。[ 63 ] [ 64 ]しかし、数十年後に打ち上げられたハッブル宇宙望遠鏡により、超大質量ブラックホールはこれらの活動銀河核に存在するだけでなく、銀河中心の超大質量ブラックホールはどこにでもあることがわかった。ほぼすべての銀河の中心には超大質量ブラックホールがあり、その多くは静止していた。[ 65 ] [ 66 ]

1999年、デイヴィッド・メリットは、銀河の中心部のバルジにおける物質の速度分散とその中心にある超大質量ブラックホールの質量を関連付けるM-シグマ関係を提唱した。 [ 67 ]その後の研究でこの相関関係が確認された。[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]同じ頃、アンドレア・ゲズとラインハルト・ゲンツェルが率いる独立した研究グループは、天の川銀河中心の星の速度を望遠鏡で観測し、銀河中心のコンパクトな電波源であるいて座A*は超大質量ブラックホールである可能性が高いという結論を下した。[ 71 ] [ 72 ]

ハンフォードとリビングストンのLIGOセクションで初めて検出された重力波のグラフ。理論予測、ノイズ、視覚的レンダリングとの比較も掲載。測定値は、時間の経過とともに振幅が増加し、その後突然減少する周期的な波として現れる。
ワシントン州ハンフォードサイトとルイジアナ州リビングストンのLIGO観測所で撮影された重力波の初検出。

2016年2月11日、LIGO科学コラボレーションとVirgoコラボレーションは、重力波の初の直接検出を発表し、GW150914と名付けられました。これは、ブラックホールの合体の初の観測となります。[ 73 ]合体当時、ブラックホールは地球から約14億光年離れており、質量はそれぞれ太陽の30倍と35倍でした。[ 74 ] : 6 結果として生じたブラックホールの質量はおよそ太陽の62倍で、さらに太陽の3倍の質量が重力波として放射されました。 [ 74 ] [ 75 ]レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）は、4キロメートル離れた2つの鏡を使用して長さの微視的変化を測定することで、重力波を検出しました。[ 76 ] 2017年、このプロジェクトを主導したライナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・バリッシュは、その研究によりノーベル物理学賞を受賞した。[ 77 ] 2015年の最初の発見以来、LIGOと別の干渉計Virgoによって数百以上の重力波が観測されている。[ 78 ]

何もない黒い背景の上に、オレンジがかった赤いドーナツ状のガスが画像の中央にあり、ドーナツの真ん中に黒い円（ブラックホールの影）があります。
イベント・ホライズン・テレスコープによるメシエ87の中心にある超大質量ブラックホールの画像

2019年4月10日、イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）が2017年にメシエ87の銀河中心にある超大質量ブラックホールを観測した後、ブラックホールとその近傍の初めての直接画像が公開された。[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ]この観測は、4日間にわたって6つの地理的位置にある8つの観測所で行われ、合計5ペタバイトのデータが得られた。[ 82 ] [ 83 ] [ 84 ] 2022年、イベント・ホライズン・テレスコープ共同チームは、天の川銀河の中心にあるブラックホール、いて座A*の画像を公開した。データは2017年に収集された。[ 85 ]ガイア・ミッションによって記録された星の運動の詳細な分析により、2022年[ 86 ]と2023年[ 87 ]に、約1,560光年（480パーセク）離れた太陽のような恒星との連星系内にガイアBH1と呼ばれるブラックホールが存在する証拠が得られた。ガイアBH1は現在、地球に最も近い既知のブラックホールである。[ 88 ] [ 89 ]その後、ガイアのデータからさらに2つのブラックホールが発見されており、1つは赤色巨星との連星系内[ 90 ]、もう1つはG型恒星との連星系内である。[ 91 ]

2020年の ノーベル物理学賞は、ブラックホールに関する研究に対して授与されました。アンドレア・ゲズとラインハルト・ゲンツェルは、いて座A*が超大質量ブラックホールであることを発見したことで、その半分を受賞しました。[ 92 ]ペンローズは、一般相対性理論の数学がブラックホールの形成を必要とすることを示した研究で、残りの半分を受賞しました。[ 93 ] [ 94 ] [ 95 ]宇宙論者たちは、ホーキングが2018年に亡くなったため、ブラックホールに関する彼の広範な理論的研究が評価されないことを嘆きました。[ 96 ]

語源

1967年12月、ジョン・ウィーラーの講義で、ある学生が「ブラックホール」というフレーズを提案したと伝えられている。ウィーラーはその簡潔さと「宣伝効果」を理由にこの用語を採用し、ウィーラーのこの分野における地位も高く、このフレーズはすぐに広まった。 [ 29 ] [ 97 ]そのため、ウィーラーがこのフレーズを作ったと考える人もいる。[ 98 ]

しかし、この用語は当時すでに他の人々によって使用されていました。科学ライターのマーシャ・バートゥシアクは、「ブラックホール」という用語の起源を物理学者ロバート・H・ディッケに求めています。ディッケは1960年代初頭、この現象を、人が入ったら生きて出られない監獄として悪名高いカルカッタのブラックホールに例えたとされています。ブラックホールという用語は、1963年にライフ・アンド・サイエンス・ニュース誌や、科学ジャーナリストのアン・ユーイングが1964年1月18日付の記事「宇宙の『ブラックホール』」で使用しました。これは、オハイオ州クリーブランドで開催されたアメリカ科学振興協会の会議に関する報告でした。[ 29 ]

意味

ブラックホールは一般的に、情報を伝える信号や物体が逃げ出すことのできない時空領域と定義される。 [ 99 ]しかし、この定義で物体がブラックホールであることを確認するには、ブラックホールから無限の距離で無限の時間と距離を待って、実際に何も逃げ出していないことを確認する必要があり、したがって物理的なブラックホールを特定するために使用することはできない。[ 100 ]一般的に、物理学者の間ではブラックホールの厳密に合意された定義はない。天体物理学者の間では、ブラックホールは太陽の4倍以上の質量を持つコンパクトな物体である。 [ 101 ]ブラックホールは、情報の貯蔵庫[ 102 ] : 142 、または空間が光速よりも速く内側に落ち込んでいる領域として定義されることもある。[ 103 ] [ 104 ]

プロパティ

ノーヘア定理は、ブラックホールが形成後に安定状態に達すると、質量、電荷、角運動量の3つの独立した物理的特性のみを持ち、それ以外は特徴がないと仮定する。この仮説が正しい場合、これらの特性、つまりパラメータが同じ値を持つ2つのブラックホールは互いに区別がつかない。この仮説が現実のブラックホールにどの程度当てはまるかは、現在未解決の問題である。[ 41 ]

最も単純な静的ブラックホールは質量を持つが、電荷も角運動量も持たない。これらのブラックホールは、1916年に解を発見したカール・シュヴァルツシルトにちなんで、シュヴァルツシルト・ブラックホールと呼ばれることが多い。 [ 19 ]バーコフの定理によれば、これは球対称な唯一の真空解である。[ 105 ] より一般的なブラックホールを記述する解も存在する。回転しない荷電ブラックホールはライスナー・ノルドストローム計量によって記述され、カー計量は荷電のない回転ブラックホールを記述する。最も一般的な静止ブラックホールの解はカー・ニューマン計量であり、これは電荷と角運動量の両方を持つブラックホールを記述する。[ 106 ]

質量

事象の地平線に対する影球と光子球の半径

最も単純な静的ブラックホールは質量を持つものの、電荷も角運動量も持ちません。ブラックホールは周囲のあらゆるものを「吸い込む」という一般的な概念とは対照的に、遠くから見ると、ブラックホールの外部重力場は同じ質量を持つ他の物体の重力場と同一です。[ 107 ]

ブラックホールは理論上は任意の正の質量を持つことができるが、電荷と角運動量は質量によって制約される。全電荷 Qと全角運動量 Jは、質量M のブラックホールの不等式を満たすと予想される 。この不等式を満たす最大の電荷またはスピンを持つブラックホールは、極限ブラックホールと呼ばれる。この不等式に反するアインシュタインの方程式の解は存在するが、事象の地平線を持たない。これらは、外部から観測できるいわゆる裸の特異点である。 [ 108 ]これらの特異点によって宇宙は本質的に予測不可能になるため、多くの物理学者は、これらが存在するはずがないと考えている。[ 109 ]ロジャー・ペンローズ卿が提唱した弱い宇宙検閲仮説は、現実的な物質の重力崩壊によって特異点が形成される場合、その形成を排除する。しかし、この理論はまだ証明されておらず、裸の特異点が存在する可能性があると考える物理学者もいる。[ 110 ]ブラックホールが極限状態になり、裸の特異点を形成するかどうかも不明である。なぜなら、ブラックホールが極限状態に近い状態になると、自然のプロセスによってスピンと電荷の増加が抑制されるからである。[ 110 ] [ 111 ] [ 112 ]Q24πϵ0+c2J2GM2≤GM2{\displaystyle {\frac {Q^{2}}{4\pi \epsilon _{0}}}+{\frac {c^{2}J^{2}}{GM^{2}}}\leq GM^{2}}

ブラックホールの全質量は、ブラックホールの近くにある星やガスなどの物体の運動を分析することによって推定することができます。[ 66 ]

スピンと角運動量

すべてのブラックホールは回転しており、多くの場合高速である。超大質量ブラックホールの一つであるGRS 1915+105は、毎秒1,000回転以上で回転していると推定されている。[ 113 ] [ 114 ]天の川銀河の中心にあるブラックホールであるいて座A*は、最大速度の約90%で回転している。[ 115 ] [ 116 ]

自転速度は、X線領域の原子スペクトル線の測定から推定できます。ブラックホール近傍のガスが内側に急降下すると、電子・陽電子対から放出される高エネルギーX線がガスの外側を照らし、相対論的効果により赤方偏移して現れます。ブラックホールの自転速度に応じて、この急降下はブラックホールから異なる半径で発生し、赤方偏移の度合いも異なります。天文学者は、外側の円盤からのX線放射と、ブラックホールに急降下する物質からの赤方偏移したX線放射の差を利用して、ブラックホールの自転速度を決定することができます。[ 117 ]

スピンを推定する新しい方法は、ブラックホールに降着するガスの温度に基づいています。この方法では、ブラックホールの質量と降着円盤の傾斜角を独立して測定し、その後コンピュータモデリングを行う必要があります。合体する連星ブラックホールからの重力波も、前駆ブラックホールと合体後のブラックホールの両方のスピンを推定することができますが、このような現象はまれです。[ 117 ]

回転するブラックホールは角運動量を持つ。メシエ87（M87）銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、理論上の最大値に非常に近い角運動量を持つように見える。[ 115 ] [ 118 ] [ 119 ]この無荷電極限は[ 120 ] 、無次元スピンの大きさ の定義を可能にし、[ 120 ] [ 121 ]J≤GM2c,{\displaystyle J\leq {\frac {GM^{2}}{c}},}0≤cJGM2≤1.{\displaystyle 0\leq {\frac {cJ}{GM^{2}}}\leq 1.}

充電

ほとんどのブラックホールはほぼ中性の電荷を持っていると考えられています。例えば、ミハル・ザヤチェク、アルマン・トゥルスノフ、アンドレアス・エッカート、そしてシルケ・ブリッツェンは、いて座A*の電荷が理論上の最大値よりも少なくとも10桁低いことを発見しました。[ 122 ]帯電したブラックホールは、他の荷電物体と同様に、同種の電荷を持つ他の粒子を反発します。 [ 123 ]ブラックホールが帯電すると、反対の電荷を持つ粒子は余分な電磁力によって引き寄せられ、同じ電荷を持つ粒子は反発され、ブラックホールは中和されます。この効果は、ブラックホールが回転している場合、それほど強くない可能性があります。[ 124 ]電荷の存在は、ブラックホールの直径を最大38%縮小する可能性があります。[ 122 ] [ 125 ]

回転しないブラックホールの電荷Qは、 Gが重力定数、Mがブラックホールの質量であるとき、次の式で制限される。[ 126 ]Q≤GM,{\displaystyle Q\leq {\sqrt {G}}M,}

分類

ブラックホールの分類
クラスおおよその質量おおよその半径
超大質量ブラックホール109～1011 ヶ月☉1,000 AU以上
超大質量ブラックホール106～109ヶ 月☉0.001～400 AU
中間質量ブラックホール102～105  M ☉10 3 km ≈ R地球
恒星ブラックホール2～150  M ☉30キロ
マイクロブラックホール月まで​最大0.1mm

ブラックホールの質量は広範囲に及ぶ。恒星の重力崩壊によって形成されるブラックホールの最小質量は中性子星の最大質量によって決まり、太陽質量の約2～4倍であると考えられている。[ 127 ] [ 128 ] [ 129 ]しかし、ビッグバン直後に形成されたと考えられる理論上の原始ブラックホールは、はるかに小さく、質量は形成時の質量は10 −5 グラムである。[ 130 ]これらの非常に小さなブラックホールはマイクロブラックホールと呼ばれることもある。[ 131 ] [ 132 ]

恒星の崩壊によって形成されるブラックホールは恒星ブラックホールと呼ばれる。形成時の最大質量の推定値は様々であるが、一般的には太陽の10～100倍とされ、低金属量の恒星によって生成されたブラックホールの場合はさらに高い推定値となる。[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ] [ 136 ] [ 137 ]超新星爆発によって形成されるブラックホールの質量には下限がある。すなわち、起源となる恒星が小さすぎる場合、恒星の構成要素の縮退圧によって崩壊が停止し、物質が凝縮して異質な高密度状態になる可能性がある。縮退圧はパウリの排他原理から生じる。つまり、粒子は互いと同じ場所に存在することに抵抗する。質量が約8  M ☉未満のより小さな起源となる恒星は、電子の縮退圧によってまとまって白色矮星になる。より質量の大きい祖星では、電子の縮退圧力は重力に抵抗するほど強くなく、星は中性子の縮退圧力によって束縛されます。これははるかに高い密度で発生する可能性があり、中性子星を形成します。星がまだ質量が大きすぎる場合、中性子の縮退圧力でさえ重力に抵抗できず、星はブラックホールに崩壊します。[ 138 ] [ 139 ]：5.8 恒星のブラックホールは、近くの物質、多くの場合は伴星などの物質の集積によって質量を獲得することもあります。[ 140 ] [ 141 ] [ 142 ]

恒星ブラックホールよりも大きいが超大質量ブラックホールより小さいブラックホールは中間質量ブラックホールと呼ばれ、質量は約10 2から10の5乗太陽質量のブラックホール。これらのブラックホールは恒星や超大質量ブラックホールに比べて稀で、候補となるものが観測された例も比較的少ない。[ 143 ] [ 137 ] [ 144 ]物理学者は、このようなブラックホールは球状星団や星団、あるいは低質量銀河の中心での衝突によって形成されるのではないかと推測している。[ 145 ] [ 146 ] [ 147 ] [ 148 ] [ 149 ]また、より小さなブラックホールの合体によって形成される可能性もあり、LIGOによる観測では110～350太陽質量の範囲内で合体したブラックホールがいくつか見つかっている。[ 150 ] [ 151 ]

最も質量が大きいブラックホールは超大質量ブラックホールと呼ばれ、質量は太陽の10の6倍の質量を持つ。 [ 143 ] [ 152 ] [ 153 ]これらのブラックホールは、天の川銀河を含むほぼすべての大きな銀河の中心に存在すると考えられている。[ 65 ] [ 66 ] [ 154 ] [ 155 ]一部の学者は、初期宇宙で非常に質量の大きい第3世代の星が崩壊すると、最大10の6倍の質量を持つブラックホールが生成された可能性があると理論づけている。3  M ☉。これらのブラックホールは、ほとんどの銀河の中心で見つかる超大質量ブラックホールの種となる可能性がある。 [ 156 ]一部の科学者は、さらに大きなブラックホールのサブカテゴリとして、質量が3 M ☉ を超える超大質量ブラックホール を提案している。10 9 -10の10乗の太陽質量である。[ 157 ] [ 158 ] [ 159 ]理論モデルでは、ブラックホールが太陽の500億～1000億倍の質量に達すると、ブラックホールにエネルギーを供給する降着円盤が不安定になると予測されており、ブラックホールの質量におおよその上限が設定されている。[ 160 ] [ 161 ]

半径

自転しない、電荷を持たないブラックホールの場合、事象の地平線の半径、つまりシュワルツシルト半径は、質量Mに比例し、 次式で表されます。 ここで、 r sはシュワルツシルト半径、M ☉は太陽の質量です。 [ 162 ] : 124 自転や電荷がゼロでないブラックホールの場合、半径はより小さくなり、[注 1 ]極限ブラックホールでは、事象の地平線 が同じ質量の自転しない、電荷を持たないブラックホールの半径の半分近くになることもあります 。 [ 163 ]rs=2GMc2≈2.95MM⊙ km,{\displaystyle r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\odot }}}~\mathrm {km,} }r+=GMc2,{\displaystyle r_{\mathrm {+} }={\frac {GM}{c^{2}}},}

構造

円形のブラックホール（中央）とその構造を示すラベル：ブラックホールの中心にある特異点、ブラックホールの端にある光子球、ブラックホールを周回するオレンジ・黄・青の降着円盤、降着円盤の内側部分にある最も内側の安定した円軌道、ブラックホールの極から円盤に垂直に噴出する相対論的ジェット。
ブラックホールとその特徴を芸術的に描いたもの

ブラックホールは概念的には目に見えない物質と光の吸収源ですが、天文学的にはその巨大な重力が周囲の物体の運動を変え、近くのガスを光速に近い速度で引き寄せ、ブラックホールの周囲の領域を宇宙で最も明るい物体にしています。[ 164 ]

外部形状

相対論的ジェット

キャプションを参照してください。
ケンタウルス座Aの超大質量ブラックホールからの相対論的ジェットは銀河から垂直に伸びています。

いくつかのブラックホールは相対論的ジェット、つまり光速の10分の1以上の速度でブラックホールから遠ざかるプラズマの細い流れを持つ。 [ 165 ]ブラックホールに向かって落下する物質のごく一部は、ブラックホールの回転軸に沿って加速される。[ 166 ]これらのジェットはブラックホール自体から数百万パーセクも離れたところまで広がることがある。 [ 167 ]

あらゆる質量のブラックホールはジェットを持つ可能性がある。[ 168 ]しかし、ジェットは典型的には、強い磁化を持つ降着円盤を持つ回転するブラックホールの周囲で観測される。[ 169 ] [ 170 ]相対論的なジェットは、銀河とそれに対応する超大質量ブラックホールが急速に質量を獲得していた初期宇宙においてより一般的であった。[ 169 ] [ 171 ]ジェットを持つすべてのブラックホールは降着円盤も持つが、ジェットは通常、円盤よりも明るい。[ 165 ] [ 172 ]ジェットを持つ超大質量ブラックホールは、しばしばクエーサー、あるいは「マクロクエーサー」と呼ばれ、他の銀河でも観測されている。天の川銀河で典型的に観測されるジェットを持つ恒星質量天体は、マイクロクエーサーと呼ばれる。[ 173 ] [ 174 ]

ジェットの形成メカニズムはまだ解明されていないが[ 168 ]、いくつかの可能性が提案されている。これらのジェットの燃料として提案されている方法の一つは、ブランフォード・ズナイェク過程である。これは、ブラックホールの回転によって磁力線が引きずられることで、物質のジェットが宇宙空間に噴出する可能性があると示唆している。 [ 175 ] [ 176 ]ブラックホールの回転エネルギーを抽出するペンローズ過程も、ジェット推進の潜在的なメカニズムとして提案されている。[ 177 ] [ 178 ]

降着円盤

キャプションを参照してください。
オレンジ色の降着円盤を持つブラックホールの視覚化。ブラックホールの上下を周回する円盤の部分は、実際にはブラックホールの裏側からの重力レンズ効果を受けている。[ 179 ] [ 180 ]

角運動量保存則により、大質量物体によって作られた重力井戸に落ち込むガスは、通常、物体の周囲に円盤状の構造を形成します。[ 181 ] : 242 円盤の角運動量が内部過程によって外側に伝達されると、その物質はさらに内側に落ち込み、重力エネルギーを熱に変換して大量のX線を放出します。 [ 182 ] [ 183 ] [ 184 ] [ 185 ]これらの円盤の温度は数千から数百万ケルビンに及び、単一の降着円盤内でも温度が異なる場合があります。[ 186 ] [ 187 ]降着円盤は、円盤の乱流や磁化、ブラックホールの質量や角運動量に応じて、電磁スペクトルの他の部分でも放射することがあります。 [ 185 ] [ 188 ] [ 189 ]

降着円盤は、幾何学的に薄いものと幾何学的に厚いものと定義できます。幾何学的に薄い円盤は、主にブラックホールの赤道面内に限定され、最内周安定円軌道（ISCO）に明確な縁を持ちます。一方、幾何学的に厚い円盤は、内部の圧力と温度によって支えられ、ISCOの内側まで広がります。電子の散乱と吸収率が高く、明るく不透明に見える円盤は「光学的に厚い」と呼ばれます。「光学的に薄い」円盤はより半透明で、遠くから見るとよりぼんやりとした像を描きます。[ 190 ]エディントン限界を超えて降着するブラックホールの降着円盤は、ドーナツに似た厚い環状の形状から、「ポリッシュ・ドーナツ」と呼ばれることがよくあります。[ 191 ] [ 192 ] [ 193 ]

クエーサーの降着円盤は通常、青色に見えると予想されています。[ 194 ]一方、恒星ブラックホールの円盤は、オレンジ、黄色、または赤色に見える可能性があり、その内側の領域が最も明るくなります。[ 195 ]理論的研究では、円盤が高温であるほど青くなるはずですが、実際の天体の観測では必ずしも裏付けられていません。[ 196 ]降着円盤の色はドップラー効果によっても変化する可能性があり、観測者に向かって移動する円盤の部分はより青く明るく見え、観測者から遠ざかる円盤の部分はより赤く暗く見えることがあります。[ 197 ] [ 198 ] [ 199 ]

最内周安定円軌道（ISCO）

3つのブラックホールを描いた芸術的な描写。ブラックホールの自転方向と同じ方向に降着円盤が周回している場合、降着円盤はブラックホールに近づくことを示しています。画像の横にあるグラフは、円盤から放出されるX線スペクトルの変化を示しています。
ブラックホールの降着円盤内の粒子はISCOの周りか外側を周回する必要があるため、天文学者は降着円盤の特性を観測してブラックホールの回転を決定することができます。[ 200 ]

ニュートンの重力では、テスト粒子は中心物体から任意の距離で安定して軌道を回ることができます。しかし、一般相対性理論では、質量のある粒子が安定して軌道を回ることができる最小の半径が存在します。この軌道への無限小の内側への摂動は、粒子をブラックホールにらせん状に巻き込むことにつながり、外側への摂動は、エネルギーに応じて、粒子をブラックホールにらせん状に巻き込むか、ブラックホールからより離れた安定軌道に移動するか、無限遠に脱出させます。この軌道は最内安定円軌道、またはISCOと呼ばれます。[ 201 ] [ 202 ] ISCOの位置は、ブラックホールのスピンと粒子自体のスピンに依存します。シュワルツシルトブラックホール（スピンゼロ）とスピンのない粒子の場合、ISCOの位置は次のとおりです。 ここで、はISCOの半径、はブラックホールのシュワルツシルト半径、は重力定数、は光速です。[ 203 ] この軌道の半径は粒子のスピンに応じてわずかに変化します。[ 204 ] [ 205 ]荷電ブラックホールの場合、ISCO は内側に移動します。[ 204 ]回転するブラックホールの場合、ブラックホールの回転方向と同じ方向 (順行)に周回する粒子の場合は ISCO が内側に移動し、反対方向 (逆行) に周回する粒子の場合は ISCO が外側に移動します。[ 202 ]たとえば、逆行周回する粒子の ISCO は約 まで離れることがあります。一方、順行周回する粒子の ISCO は事象の地平線自体に近づくことがあります。[ 202 ] [ 206 ]rISCO=3rs=6GMc2,{\displaystyle r_{\rm {ISCO}}=3\,r_{\text{s}}={\frac {6\,GM}{c^{2}}},}rISCO{\displaystyle r_{\rm {_{ISCO}}}}rs{\displaystyle r_{\text{s}}}G{\displaystyle G}c{\displaystyle c}9rs{\displaystyle 9r_{\text{s}}}

光子球と影

シュワルツシルトブラックホールに捕らえられた光子のビデオ

光子球は球状の境界であり、その球に接線上を移動する光子はブラックホールの周囲を完全に曲げられ、複数回周回する可能性があります。[ 207 ]光子球の半径よりも小さい影響パラメータを持つ光線はブラックホールに入ります。[ 208 ] シュワルツシルトブラックホールの場合、光子球の半径はシュワルツシルト半径の1.5倍です。非シュワルツシルトブラックホールの半径は、事象の地平線の半径の少なくとも1.5倍です。[ 209 ] [ 210 ]遠くから見ると光子球は観測可能なブラックホールの影を作り出します。[ 209 ]ブラックホールからは光が出ないので、この影が観測可能な範囲の限界となる。 [ 211 ] : 152 衝突するブラックホールの影は、ブラックホールを識別できる特徴的な形をしているはずである。 [ 212 ]

光は光子球から脱出することはできるものの、入射軌道で光子球を横切る光はすべてブラックホールに捕捉される。したがって、光子球から外部の観測者に到達する光はすべて、光子球と事象の地平線の間にある物体から放射されたものでなければならない。[ 212 ]光子球に向かって放射された光はブラックホールを迂回して観測者に戻る。[ 213 ]

回転する非荷電ブラックホールの場合、光子球の半径はスピンパラメータと光子が順行か逆行かによって決まる。[ 203 ]順行軌道を回る光子の場合、光子球はブラックホール中心から1～3シュワルツシルト半径の位置にあり、逆行軌道を回る光子の場合、光子球はブラックホール中心から3～5シュワルツシルト半径の位置にある。光子球の正確な位置はブラックホールの回転の大きさによって決まる。 [ 214 ]荷電した非回転ブラックホールの場合、光子球は1つだけ存在し、ブラックホールの荷電が増加すると光子球の半径は減少する。[ 215 ]極限状態ではない荷電した回転ブラックホールの場合、光子球は常に2つ存在し、正確な半径はブラックホールのパラメータによって決まる。[ 216 ]

エルゴスフィア

エルゴスフィアはピーナッツ型の領域で、中央で事象の地平線に接し、両極で外側に膨らんでいます。描かれているブラックホールのスピンは最大値の99%です。
エルゴスフィアは事象の地平線の外側の領域であり、物体はその場に留まることができない。[ 217 ]

回転するブラックホールの近くでは、時空は渦のように回転します。回転する時空は、あらゆる物質と光を回転するブラックホールの周りを回転するように引きずり込みます。この一般相対性理論の作用はフレームドラッグと呼ばれ、回転する質量に近づくほど強くなります。静止することが不可能な時空領域はエルゴスフィアと呼ばれます。[ 218 ]これは、事象の地平線の近くではフレームドラッグが非常に強く、ブラックホールの周囲の空間が光速よりも速く動いているためです。[ 139 ] : Ch. 6.6

ブラックホールのエルゴ球は、ブラックホールの事象の地平線とエルゴ面によって囲まれた体積であり、極では事象の地平線と一致するが、赤道付近では事象の地平線から膨らんでいる。[ 217 ]

物質と放射線はエルゴスフィアから脱出することができる。ペンローズ過程によって、物体はエルゴスフィアに入った時よりも多くのエネルギーを持って脱出することができる。この余分なエネルギーはブラックホールの回転エネルギーから奪われ、ブラックホールの回転を減速させる。[ 139 ]：第6.7章 強磁場の存在下でのペンローズ過程の変種であるブランドフォード・ズナイェク過程は、クエーサーやその他の活動銀河核の巨大な光度と相対論的ジェットのメカニズムとして有力であると考えられている。[ 175 ] [ 219 ]

急降下地域

ブラックホールの事象の地平線に最も近い、観測可能な時空領域は、急降下領域と呼ばれます。この領域では、自由落下する物質は円軌道を描いたり、ブラックホールへの最終的な落下を止めたりすることはもはや不可能です。代わりに、物質は光速に近い速度でブラックホールに向かって急速に急降下し、次第に高温になり、特徴的な検出可能な熱放射を発します。[ 220 ] [ 221 ] [ 222 ]しかし、この領域から放出される光と放射線は、ブラックホールの重力から逃れることができます。[ 223 ]

事象の地平線

ブラックホールの事象の地平線付近にある光円錐。そこから矢印が出ており、そこに存在する粒子が移動できる方向を示しています。事象の地平線から十分に離れているため、事象の地平線に向かって歪むことはなく、そこにある粒子はどの方向にも移動できます。
ブラックホールから遠く離れた場所では、矢印で示されているように、粒子はあらゆる方向に移動できます。移動速度は光速によってのみ制限されます。
ブラックホールの事象の地平線に非常に近い光円錐。そこから矢印が出ており、そこにいる粒子が移動できる方向を示しています。光円錐は事象の地平線に向かって曲がっており、事象の地平線に向かう矢印の方が事象の地平線から離れる矢印よりも多くなっていますが、粒子は事象の地平線から離れる方向に移動することができます。
ブラックホールに近づくにつれて、時空は変形し始めます。ブラックホールに向かう経路は、ブラックホールから離れる経路よりも多くなります。[注 2 ]
ブラックホールの事象の地平線内部の光円錐。そこから矢印が出ており、そこにいる粒子が移動できる方向を示しています。すべての矢印は事象の地平線のさらに内側に伸びており、外側に伸びている矢印はありません。
事象の地平線の内側では、あらゆる経路が粒子をブラックホールの中心に近づけます。粒子が脱出することはもはや不可能です。

ブラックホールの特徴は、事象の地平線の存在である。事象の地平線とは、物質と光がブラックホールの中心に向かってのみ通過できる時空の境界である。事象の地平線の内側からは、光でさえも逃れることはできない。 [ 224 ] [ 225 ]事象の地平線と呼ばれるのは、境界内で事象が発生した場合、その事象に関する情報は外部の観測者に届かず、影響を与えることができないため、そのような事象が発生したかどうかを判断することができないからである。[ 226 ] : 179

一般相対性理論で予測されているように、質量の存在は時空を変形させ、粒子の進む経路が質量に向かって曲がるようにする。[ 139 ]：第5.4章および第7.3章 ブラックホールの事象の地平線では、この変形は非常に強くなり、ブラックホールから離れる経路はなくなる。[ 227 ]

遠くの観測者には、ブラックホールの近くの時計はブラックホールから遠い時計よりもゆっくりと刻んでいるように見える。[ 139 ] : 217 この効果は重力による時間の遅れとして知られており、ブラックホールに落ち込む物体は事象の地平線に近づくにつれて速度が遅くなるように見え、外部の観測者から見ると地平線に到達することはない。[ 139 ] : 218 この物体でのすべてのプロセスは遅くなるように見え、物体から発せられる光はより赤く暗く見える。この効果は重力赤方偏移として知られている。[ 228 ]事象の地平線からシュワルツシルト半径の半分上空から落下する物体は、見えなくなるまで徐々に小さくなり、100分の1秒以内に視界から消える。[ 229 ]また、ブラックホールに落ち込んだ他のすべての物質と結合して、平らになるように見える。[ 230 ]

一方、ブラックホールに落ち込む観測者は、事象の地平線を越​​えてもこれらの効果には全く気づかないだろう。観測者自身の時計は通常通り時を刻んでいるように見え、特異な挙動を観察することなく、有限時間後に事象の地平線を越​​える。一般相対性理論では、アインシュタインの等価原理により、局所的な観測から事象の地平線の位置を特定することは不可能である。[ 139 ] : 222 [ 231 ]

回転しないブラックホールの場合、事象の地平線の形状は正確に球形であるが、回転するブラックホールの場合、事象の地平線は扁平である。[ 232 ] [ 233 ] [ 234 ]

内部形状

コーシー地平線

回転している、あるいは荷電しているブラックホールには、ブラックホールの内側にコーシー地平線と呼ばれる内側の地平線があります。[ 235 ] [ 236 ]内側の地平線は、入ってくるセクションと出ていくセクションの2つのセグメントに分かれています。[ 237 ]

コーシー地平線の入射部では、ブラックホールに落ち込む放射線と物質が地平線に蓄積され、時空の曲率が無限大になります。これにより、ブラックホールに落ち込む観測者は潮汐力を経験することになります。[ 235 ] [ 236 ] [ 237 ]この現象は、ブラックホールの内部質量が指数関数的に増加することを規定するパラメータと関連しているため、しばしば質量インフレーションと呼ばれます。[ 236 ] [ 238 ]そして、潮汐力の蓄積は質量インフレーション特異点[ 239 ] [ 237 ]またはコーシー地平線特異点[ 240 ] [ 241 ]一部の物理学者は、現実のブラックホールでは、降着とホーキング放射によって質量インフレーションは起こらないと主張しています。[ 242 ] [ 243 ]

内地平線の外側部分では、ブラックホールに入射する放射線はブラックホールの時空曲率によって後方散乱し、外側へ伝播して、外側のコーシー地平線で蓄積されます。これにより、ブラックホールに入射する観測者は、地平線における時空曲率が無限大に増大するにつれて、重力衝撃波と潮汐力を経験することになります。この潮汐力の蓄積は、衝撃波特異点と呼ばれます。[ 238 ] [ 237 ]

これらの特異点はどちらも弱い特異点であり、特異点を通過する物体は潮汐力によって有限量しか変形しませんが、特異点における時空の曲率は依然として無限大です。これは、特異点に衝突する物体が無限量に引き伸ばされ圧縮される強い特異点とは対照的です。 [ 235 ] [ 239 ] [ 238 ]これらはヌル特異点でもあるため、光子はそれらに遮られることなく平行に進むことができます。 [ 237 ]

特異点

一般相対性理論に基づくブラックホールの数学的モデルでは、中心に特異点、つまり時空の曲率が無限大となり、測地線が有限の固有時間内に終了する点が存在します。しかし、これらの特異点が実際のブラックホールに本当に存在するかどうかは不明です。[ 244 ]物理学者の中には、特異点は存在しないと信じている者もおり、特異点の存在は時空を予測不可能にするため、一般相対性理論の破綻を示し、量子重力のより完全な理解が必要であると考えています。[ 245 ] [ 246 ] [ 247 ]その他の物理学者は、そのような特異点は量子重力を導入することなく、現在の物理学の枠組み内で解決できると考えています。[ 244 ]また、キップ・ソーン[ 197 ]やチャールズ・ミスナー[ 248 ]など、すべての特異点が解決できるわけではなく、量子重力の影響にもかかわらず、実際の宇宙にはいくつかの特異点が依然として存在する可能性があると考える物理学者もいます。[ 244 ] [ 249 ]最後に、特異点は存在しないと信じる人々もおり、一般相対性理論は既に不完全な理論であると信じられているので、一般相対性理論における特異点の存在は重要ではないとも信じている。[ 244 ]

一般相対性理論によれば、すべてのブラックホールは内部に特異点を持つ。[ 139 ] : 205 [ 250 ]回転しないブラックホールの場合、この領域は一点の形をとる。回転するブラックホールの場合、この領域は回転面内に位置するリング状の特異点を形成するように広がる。 [ 139 ] : 264 どちらの場合も、特異点領域の体積はゼロである。ブラックホールの全質量は特異点に集中する。[ 139 ] : 252 特異点は無限に小さい空間において質量がゼロではないため、無限の密度を持つと考えられる。[ 251 ]

重力特異点に近づく物体が経験する時空のカオス的振動

シュヴァルツシルト・ブラックホール（すなわち、回転せず、荷電もされていない）に落ち込む観測者は、事象の地平線を越​​えると、特異点へと運ばれることを避けられない。[ 252 ] [ 253 ]ブラックホールにさらに落ち込むと、増大する潮汐力によって引き裂かれ、スパゲッティ化または「ヌードル効果」と呼ばれる現象が起こる。最終的に、観測者は特異点に到達し、無限に小さな点へと押しつぶされる。[ 226 ] : 182

1970年代以前、ほとんどの物理学者はシュワルツシルト・ブラックホールの内部は特異点において鋭い点に向かって内側に湾曲していると信じていました。しかし、1960年代後半、ソ連の物理学者ウラジーミル・ベリンスキー、イサーク・ハラトニコフ、エフゲニー・リフシッツは、このモデルはブラックホール内部の時空が摂動を受けていない場合にのみ成り立つことを発見しました。ブラックホールに落ち込む物質や放射線などによって引き起こされる摂動は、特異点付近で空間をカオス的に振動させます。ブラックホールに落ち込む物質は、次第に小さな体積へと圧縮されながら、強い潮汐力によって方向が急速に変化します。物理学者たちはこれらの振動を「ミックスマスター・ダイナミクス」と名付けました。これは、ベリンスキー、ハラトニコフ、リフシッツが発見した当時流行していたミキサーのブランド名にちなんで名付けられました。これは、特異点付近の物質に、電動ミキサーが生地に及ぼす影響と同様の影響を及ぼすためです。[ 254 ] [ 197 ] [ 255 ]

荷電ブラックホール（ライスナー・ノルドストローム）や回転ブラックホール（カー）の場合は、特異点を回避することが可能です。これらの解を可能な限り拡張すると、ブラックホールがワームホールとして機能する状態で、ブラックホールから別の時空へ抜け出すという仮説的な可能性が明らかになります。[ 139 ]：257 ただし、別の宇宙へ旅する可能性は理論上のものに過ぎません。摂動を加えると、この可能性は消滅してしまうからです。[ 256 ]また、カー特異点の周りで閉じた時間的曲線（自分の過去に戻る）をたどることも可能であるように見えますが、これは祖父のパラドックスのような因果関係の問題につながります。[ 139 ]：266 [ 257 ]しかし、量子重力効果や質量インフレーションなどのブラックホール内部のプロセスは、閉じた時間的曲線の発生を妨げる可能性があります。[ 257 ]

一般相対性理論の技術的な問題を解決するため、ブラックホールの特異点を考慮しない重力モデルも存在する。特異点を持たない理論上のブラックホールは、通常のブラックホール、あるいは非特異ブラックホールと呼ばれる。[ 258 ] [ 259 ]例えば、弦理論に基づくファズボールモデルでは、ブラックホールは実際には量子ミクロ状態で構成されており、特異点や事象の地平線を持つ必要はないとされている。[ 260 ] [ 261 ]ループ量子重力理論では、ブラックホール中心の曲率と密度は大きいが、無限ではないと提唱されている。[ 262 ]

形成

ブラックホールは、大質量星の重力崩壊によって形成されます。重力崩壊は直接的な崩壊か、超新星爆発による「フォールバック」と呼ばれるプロセスによって起こります。[ 263 ]ブラックホールは、2つの中性子星の合体、または中性子星とブラックホールの合体によっても形成されます。[ 264 ]その他のより推測的なメカニズムとしては、初期宇宙の密度変動によって形成された原始ブラックホール、暗黒星の崩壊、暗黒物質の消滅によって駆動される仮説上の天体、または仮説上の自己相互作用する暗黒物質などがあります。[ 265 ]

超新星

白い星々に照らされた黒い宇宙のぼんやりとした画像。異なる年に撮影されたガス雲の3つの異なる観測画像では、雲が移動し、形が変形している様子が見て取れます。
天の川銀河の中心にあるブラックホールによって引き裂かれるガス雲（2006年、2010年、2013年の観測結果はそれぞれ青、緑、赤で示されている）[ 266 ]

重力崩壊は、物体の内部圧力が自身の重力に耐えられない場合に発生します。恒星の寿命が尽きると、核融合に必要な水素がなくなり、より多くの質量を持つ元素を融合させ、最終的に鉄に至ります。鉄よりも重い元素の融合には、放出するエネルギーよりも多くのエネルギーが必要となるため、核融合は停止します。恒星の鉄核があまりにも質量が大きすぎると、恒星はもはや自重できなくなり、重力崩壊を起こします。[ 267 ] [ 268 ]

重力崩壊の際に放出されるエネルギーの大部分は非常に速く放出されますが、外部の観測者は実際にはこのプロセスの終わりを見ることができません。落下する物質の基準系から見ると、崩壊には有限の時間を要するにもかかわらず、遠く離れた観測者は、重力による時間の遅れにより、落下する物質が事象の地平線のすぐ上で減速し停止するのを観測します。崩壊する物質からの光が観測者に到達するまでの時間はますます長くなり、放出物質が事象の地平線に到達するにつれて、遅延は無限大に増大します。したがって、外部の観測者は事象の地平線の形成を見ることはなく、崩壊する物質は暗くなり、赤方偏移が進み、最終的には消えていくように見えます。[ 269 ]

その他のメカニズム

ビッグバンから10億年も経たないうちに赤方偏移で観測されたクエーサー[ 270 ] [ 271 ]は、ブラックホールを形成する他の方法の調査につながった。超大質量ブラックホールを形成する降着過程には質量蓄積の限界速度があり、10億年ではクエーサーの状態に達するには不十分である。一つの説は、若い宇宙に特徴的なほぼ純粋な水素ガス（低金属量）雲が直接崩壊して超大質量星を形成し、それがブラックホールに崩壊するというものである。典型的には質量が約10z∼7{\displaystyle z\sim 7}5  M ☉ がこのようにして形成され、それが ~10 にまで成長する可能性がある。9  M ☉。しかし、直接的な崩壊に必要な膨大な量のガスは、通常、複数の星を形成するための断片化に対して安定ではありません。そのため、別のアプローチでは、大質量星形成の後に衝突が起こり、大質量ブラックホールの種となり、最終的に合体してクエーサーを形成すると示唆されています。 [ 272 ] : 85

通常の恒星と共通の外殻を持つ中性子星は、ブラックホールに崩壊するのに十分な物質を吸収したり、2つの中性子星が合体したりすることがある。ブラックホールの形成におけるこれらの経路は比較的稀であると考えられている。[ 273 ]

原始ブラックホールとビッグバン

現在の宇宙においては、ブラックホールを形成するのに必要な条件は稀であり、ほとんどが恒星の中にしか見られない。しかし、初期宇宙においては、他の手段によってブラックホールが形成される条件が存在した可能性がある。ビッグバン直後の時空の揺らぎによって、周囲よりも密度の高い領域が形成された可能性がある。当初、これらの領域はブラックホールを形成できるほどコンパクトではなかったが、最終的には、これらの領域の時空の曲率が大きくなり、ブラックホールへと崩壊する。[ 274 ] [ 275 ]初期宇宙の様々なモデルは、これらの揺らぎの規模の予測において大きく異なっている。様々なモデルが、プランク質量（約2.2 × 10 −8  kg）から数十万太陽質量までの範囲にわたる。[ 276 ] [ 277 ]質量が100万太陽質量未満の原始ブラックホールは、10 15  gはホーキング放射によりすでに蒸発しているはずだ。[ 130 ]

初期宇宙は非常に高密度であったにもかかわらず、ビッグバンの際にはブラックホールへと再崩壊しなかった。これは、宇宙が急速に膨張しており、ブラックホール形成に必要な重力差が存在しなかったためである。星のように比較的一定の大きさの物体の重力崩壊モデルは、ビッグバンのような急速に膨張する宇宙には必ずしも同じようには当てはまらない。[ 278 ] [ 279 ] [ 280 ]

高エネルギー衝突

原理的には、十分な密度に達する高エネルギー粒子の衝突でブラックホールが形成される可能性があるが、そのような事象は検出されていない。 [ 281 ] [ 282 ] これらの仮説上のマイクロブラックホールは、宇宙線と地球の大気の衝突、または大型ハドロン衝突型加速器のような粒子加速器で形成される可能性があり、追加の質量を凝集することはできない。[ 283 ]代わりに、それらは約10の−25乗秒で蒸発し、地球に脅威を与えることはない。[ 284 ]

進化

成長

2つのブラックホールの衝突のシミュレーション

ブラックホールは一度形成されると、新たな物質を吸収することで成長を続けることができます。どのブラックホールも周囲からガスや星間塵を吸収し続けます。この成長過程は、一部の超大質量ブラックホールが形成された可能性のある方法の1つですが、超大質量ブラックホールの形成は依然として研究が進められている分野です。[ 156 ]球状星団で見られる中質量ブラックホールの形成にも同様の過程が示唆されています。[ 285 ]ブラックホールは、恒星や他のブラックホールなど、他の天体と合体することもあります。これは、特に超大質量ブラックホールの初期成長において重要であったと考えられています。超大質量ブラックホールは、多くの小さな天体の集合から形成された可能性があります。[ 156 ]この過程は、一部の中質量ブラックホールの起源としても提案されています。[ 286 ] [ 287 ]

ブラックホールの成長速度を制限するための制約が提案されている。理論上は、ある一定の降着速度で、外向きの放射圧が内向きの重力と同じ強さになり、ブラックホールはそれ以上速く降着できなくなる。この限界はエディントン限界と呼ばれている。しかし実際には、多くのブラックホールは非球形の形状や降着円盤の不安定性のために、この速度を超えて降着する。限界を超えた降着はスーパーエディントン降着と呼ばれ、初期宇宙では一般的だった可能性がある。[ 288 ] [ 289 ] [ 290 ]さらに、超大質量ブラックホールの合体には長い時間がかかる可能性がある。超大質量ブラックホールの連星が互いに近づくと、近くの星のほとんどが弾き出され、残ったブラックホールが重力的に相互作用して互いに近づく余地がほとんどなくなる。この現象は、通常1パーセク程度の距離で起こるため、最終パーセク問題と呼ばれています。[ 291 ] [ 292 ]

物質の集積

ケンタウルス座Aの活動銀河核を中央の明るい点としてとらえ、そこから明るい相対論的ジェットが遠ざかる様子をとらえた、全体が青色の画像。
X 線で見たケンタウルス座 A銀河の活動銀河核。超大質量ブラックホール (中央) によってエネルギーが供給され、X 線連星 (青い点) に囲まれていると考えられています。
星はブラックホールに近づくにつれて引き裂かれます。下の青い点とオレンジ色の点は、それぞれチャンドラX線望遠鏡とヨーロッパ南天天文台の観測結果です。
チャンドラX線観測衛星と欧州南天天文台の観測に基づく、超大質量ブラックホールが星を潮汐変形させている様子を示す想像図（上）。

ブラックホールが物質を降着する際、内部の降着円盤内のガスはブラックホールに近いため非常に高速で周回する。その結果生じる摩擦は非常に大きく、内部の円盤は大量の電磁放射（主にX線）を放射する温度まで加熱される。これらの明るいX線源は望遠鏡で検出される可能性がある。円盤の物質がISCOに到達するまでに、かなりの量のエネルギーを放出している。ブラックホールの自転に応じて、その質量の5.7%から42%がエネルギーに変換される。このエネルギーのほとんど（約90%）は、ブラックホール半径の約20倍以内の比較的狭い領域で放出される。[ 182 ]多くの場合、降着円盤には、ブラックホールの極に沿って放出される相対論的ジェットが伴い、これが多くのエネルギーを運び去る。これらのジェット生成のメカニズムは、データ不足もあり、現在のところ十分に解明されていない。[ 293 ]

そのため、宇宙で最もエネルギーの高い現象の多くは、ブラックホールへの物質の集積に起因すると考えられてきました。特に、活動銀河核やクエーサーは、超大質量ブラックホールの集積円盤であると考えられています。[ 294 ]同様に、X線連星系は、 2つの恒星のうちの1つが伴星から物質を集積するコンパクトな天体である連星系であると一般的に考えられています。[ 294 ]また、超高輝度X線源の中には、中質量ブラックホールの集積円盤である可能性も示唆されています。 [ 295 ]

銀河核の超大質量ブラックホールのすぐ近くでは、潮汐力によって星が引き裂かれる現象が観測されており、これは 潮汐破壊現象（TDE）として知られています。破壊された星の物質の一部はブラックホールの周囲に降着円盤を形成し、観測可能な電磁放射を放射します。[ 296 ] [ 297 ] [ 298 ]

銀河との相互作用

銀河中心の超大質量ブラックホールの質量と、その母銀河バルジ内の星の速度分散および質量との相関関係は、銀河の形成と中心ブラックホールの形成が関連していることを示唆している。急速な集積によって発生するブラックホール風、特に銀河自体がまだ物質を集積している時期には、近傍のガスを圧縮し、星形成を加速させる可能性がある。しかし、ブラックホール風が強くなりすぎると、ブラックホールは銀河からほぼすべてのガスを吹き飛ばし、星形成を抑制してしまう可能性がある。ブラックホールジェットは近傍のプラズマ空洞にエネルギーを与え、低エントロピーのガスを銀河核から噴出させ、銀河中心のガスを予想以上に高温にする可能性がある。[ 299 ]

蒸発

1974 年、スティーブン ホーキングは、ブラックホールが の温度で少量の熱放射を放出すると予測しました。ここで、は換算プランク定数、は光速、は重力定数、はブラックホールの質量、はボルツマン定数です。[ 53 ]この効果はホーキング放射として知られるようになりました。量子場の理論をブラックホールに適用することで、ホーキングはブラックホールが熱的黒体放射を継続的に放出するはずであると判定しました。この理論は、ブラックホールは表面積に比例する有限のエントロピーを持つはずであり、したがって温度もあるはずだと理論化したヤコブ ベッケンシュタインによる以前の研究によって裏付けられています。[ 300 ]これは、加速している観測者は加速していない観測者よりも周囲の温度が高くなると検知すると予測するウンルー効果と呼ばれる特殊相対論的効果にも類似しています。加速する観測者が経験する温度は、等価な表面重力を持つブラックホールの地平線付近の観測者が経験する温度と同じである。この結果は等価原理に一致しており、等価原理は、平坦な時空における加速の影響は、曲がった時空における等価な重力加速度の影響と同じであるべきであると述べている。[ 301 ]ℏc38πGMkB{\displaystyle {\frac {\hbar c^{3}}{8\pi GMk_{B}}}}ℏ{\displaystyle {\hbar }}c{\displaystyle c}G{\displaystyle G}M{\displaystyle M}kB{\displaystyle k_{B}}

ホーキングの発表以来、多くの人々が様々なアプローチを通してこの結果を数学的に検証してきた。[ 300 ]ホーキングのブラックホール放射理論が正しければ、ブラックホールは光子やその他の粒子の放出によって質量を失い、時間の経過とともに縮小して蒸発すると予想される。[ 53 ]この熱スペクトルの温度（ホーキング温度）はブラックホールの表面重力に比例し、表面重力は質量に反比例する。したがって、大きなブラックホールは小さなブラックホールよりも放射量が少ない。[ 139 ]：第9.6章 [ 302 ]

1 M ☉の恒星ブラックホールの ホーキング温度は62 ナノケルビンである。[ 303 ]これは宇宙マイクロ波背景放射の温度2.7 Kよりもはるかに低い。恒星質量以上のブラックホールは、ホーキング放射を通して放出するよりも多くの質量を宇宙マイクロ波背景放射から受け取るため、縮小するのではなく成長する。[ 304 ]ホーキング温度を2.7 Kより高く（そして蒸発できるように）するには、ブラックホールの質量は月よりも小さくなければならない。そのようなブラックホールの直径は10分の1ミリメートル未満となる。[ 305 ]

ブラックホールが非常に小さい場合、放射線の影響は非常に強くなることが予想される。自動車ほどの質量を持つブラックホールの直径は約10の−24乗 mで、蒸発には1ナノ秒かかり、その間に一時的に太陽の200倍以上の光度を持つ。より低質量のブラックホールはさらに速く蒸発すると予想される。非常に小さなブラックホールの場合、量子重力効果が重要な役割を果たすと予想され、理論的にはブラックホールを安定させる可能性があるが、量子重力の現在の発展は、これが事実であることを示唆していない。[ 306 ] [ 307 ]

天体物理学的ブラックホールのホーキング放射は非常に弱いと予測されており、地球から検出するのは極めて困難です。例外となる可能性があるのは、原始ブラックホールの蒸発の最終段階で放出されるガンマ線バーストです。このような閃光の探索は成功しておらず、低質量の原始ブラックホールの存在可能性に厳しい制限を与えています。現代の研究では、原始ブラックホールは質量のほんの一部にも満たないと予測されています。宇宙の総質量の10の−7乗である。 [ 308 ] [ 130 ] NASAのフェルミガンマ線宇宙望遠鏡は2008年に打ち上げられ、これらの閃光を探索したが、まだ発見されていない。[ 309 ] [ 310 ]

ブラックホールがホーキング放射によって蒸発する場合、非集積太陽質量ブラックホールは（宇宙マイクロ波背景放射の温度がブラックホールの温度を下回った瞬間から）10の64乗年かけて蒸発する。[ 311 ]質量が10の超大質量ブラックホールは、11  M☉は2×10 100年ほどで蒸発する。 [ 312 ]超銀河団の崩壊中に、超大質量ブラックホールは最大1014  M ☉ 。これらでさえ、最大10 106年のタイムスケールで蒸発する。 [ 311 ]ブラックホールの蒸発の最後に何が起こるかは正確には分かっていない。一部の物理学者は、裸の特異点のような残骸が残ると理論づけている。 [ 313 ] [ 314 ] [ 315 ]

観察証拠

天の川銀河には、恒星の崩壊によって生じた太陽質量の約30倍のブラックホールが数百万個存在すると予想されています。りゅう座のような矮小銀河でさえ、数百個は存在するはずです。[ 316 ]こうしたブラックホールは、そのごく一部しか発見されていません。ブラックホールは、仮説上のホーキング放射以外の電磁波を放射しないため、ブラックホールを探す天体物理学者は、通常、間接的な観測に頼らざるを得ません。ブラックホールの特徴は事象の地平線です。事象の地平線自体は画像化できません[ 317 ]ので、ブラックホールが観測されたと結論付ける前に、これらの間接的な観測結果に対する他のあらゆる説明を検討し、排除しなければなりません。[ 318 ] : 11

直接干渉法

ブラックホールを囲むオレンジ色のドーナツ状のガスと、そのガスの上に重ねられた線
偏光の強度と方向を表す線が重ねて表示されたM87*画像。
M87*から長い相対論的ジェットが伸びている。挿入図はイベント・ホライズン・テレスコープによるブラックホールの画像。
M87* 相対論的ジェット。挿入図はブラックホールの影。

イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）は、ブラックホールの影を直接観測できる電波望遠鏡の世界規模のシステムである。[ 79 ] 2017年4月、EHTはメシエ87の中心にあるブラックホールの観測を開始した。[ 319 ] [ 320 ] 10日間の観測期間にわたって8つの異なる電波観測所から得られたペタバイトのデータを使用して、EHTチームはブラックホールの合成画像を作成し、2019年4月に初公開した。 [ 321 ] [ 322 ] [ 323 ] [ 324 ]ブラックホールの影は、画像の中央に暗い円として現れ、その降着円盤のオレンジがかった赤いリングで縁取られている。[ 325 ]ディスクの下半分はドップラー効果により上半分よりも明るく見える。つまり、相対論的な速度で観測者に向かって移動しているディスクの底部の物質は、観測者から遠ざかっているディスクの上部の物質よりも明るく見える。[ 326 ] [ 325 ] 2023年4月、EHTチームはメシエ87ブラックホールの影とその高エネルギージェットを初めて一緒に撮影した画像を発表した。[ 327 ] [ 328 ]

ブラックホールを取り囲むオレンジ色のガス円盤。円盤内には明るい点が見える。
いて座A*、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール

2022年5月12日、EHTは天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールであるいて座A*の最初の画像を公開しました。EHTチームは以前にもブラックホールの周囲に磁力線を検出しており、ブラックホール周辺の磁場の理論的予測を確認していました。 [ 329 ] [ 330 ]いて座A*の画像化は、メシエ87（M87*）ブラックホールの画像化と同時に行われました。M87*と同様に、いて座A*の影と降着円盤はEHT画像で見ることができ、影の大きさは理論的予測と一致しています。[ 322 ] [ 331 ]いて座A*の画像はM87*と同じプロセスで作成されましたが、周囲の不安定性のため、いて座A*の画像化は非常に複雑でした。いて座A*はM87*の1000倍の質量が小さいため、その降着円盤の軌道周期ははるかに短く、EHTチームが撮影しようとしていたときにいて座A*の周囲の環境は急速に変化していました。[ 332 ]さらに、いて座A*と地球の間には乱流プラズマがあり、より長い波長での画像解像度を妨げています。[ 333 ]

合体するブラックホールからの重力波の検出

キャプションを参照
リビングストン（右）とハンフォード（左）の検出器におけるLIGOの重力波測定と理論予測値の比較

2015年9月14日、LIGO重力波観測所は史上初めて重力波の直接観測に成功した。[ 73 ] [ 334 ]この信号は、約36太陽質量と約29太陽質量の2つのブラックホールの合体によって生成される重力波の理論的予測と一致していた。[ 73 ] [ 335 ]合体直前、2つの天体はわずか350 kmしか離れていなかったが、中性子星としてはあり得ないほど質量が大きかったため、LIGOチームは重力波は2つのブラックホールの合体から発生したに違いないと結論付けた。[ 73 ] LIGOが観測した信号には、合体後のリングダウンの開始も含まれていた。リングダウンとは、新しく形成されたコンパクトな天体が定常状態に落ち着くときに生成される信号である。[ 336 ]リングダウンから、LIGOチームは、結果として生じた合体したブラックホールが最大速度の67％で回転し、質量が太陽の62倍で、合体中に重力波として太陽の3倍の質量を失ったことを突き止めることができました。[ 73 ] [ 335 ]

この観測は、恒星質量ブラックホール連星の存在を示す初の観測的証拠となる。さらに、これは太陽質量の25倍以上の恒星質量ブラックホールの存在を示す初の観測的証拠でもある。[ 337 ]

それ以来、さらに多くの重力波現象が観測されている。[ 338 ]

いて座A*を周回する星々

2021年に観測されたいて座A*の周りを移動する星々

天の川銀河の中心付近の恒星の固有運動は、これらの恒星が超大質量ブラックホールを周回しているという強力な観測的証拠を提供している。[ 339 ] 1995年以来、天文学者たちは、電波源であるいて座A*と一致する目に見えない天体を周回する90個の恒星の運動を追跡してきた。1998年、これらの恒星の運動をケプラーの軌道に当てはめることにより、天文学者たちはいて座A*がブラックホールであると推測することができた。2.6 × 10 6  M ☉ の天体は半径0.02光年以内に収まるはずである。[ 340 ]

それ以来、 S2と呼ばれる恒星の一つが軌道を完全に周回しました。その軌道データから、天文学者たちはいて座A*の質量の計算を次のように精緻化しました。いて座A*の質量は4.3 × 10 6  M ☉で、半径は0.002光年未満です。[ 339 ]この上限半径は推定質量のシュワルツシルト半径よりも大きいため、この組み合わせではいて座A*がブラックホールであることは証明されません。しかしながら、これほど小さな体積にこれほど多くの目に見えない質量を閉じ込めるもっともらしいシナリオは他にないため、これらの観測結果は中心天体が超大質量ブラックホールであることを強く示唆しています。[ 340 ]さらに、この天体はブラックホール特有の特徴である事象の地平線を有している可能性があるという観測的証拠がいくつかあります。[ 341 ] 2022年に公開されたイベント・ホライズン・テレスコープによるいて座A*の画像は、それが確かにブラックホールであることをさらに裏付けました。[ 342 ]

バイナリ

チャンドラX線観測衛星が捉えた、黒い背景の上に明るい点として見えるブラックホール、はくちょう座X-1。
チャンドラX線観測衛星が撮影した、初めて発見された強力なブラックホール候補である白鳥座X-1の画像

X線連星系は、電磁スペクトルのX線領域で放射の大部分を放出する連星系です。これらのX線放射は、コンパクトな天体が通常の恒星から物質を吸収することによって生じます。[ 343 ]このような系に通常の恒星が存在する場合、中心天体を研究し、それがブラックホールであるかどうかを判断する機会が得られます。連星の公転周期、地球から連星までの距離、伴星の質量を測定することで、科学者はコンパクト天体の質量を推定できます。[ 344 ]トルマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界（TOV限界）は、回転しない中性子星の最大質量を規定し、約2太陽質量と推定されています。回転する中性子星はそれよりわずかに質量が大きい場合がありますが、コンパクト天体がTOV限界よりもはるかに質量が大きい場合、それは中性子星ではなく、一般的にブラックホールであると予想されます。[ 294 ] [ 345 ]

ブラックホールの最初の有力な候補であるはくちょう座X-1は、1972年にチャールズ・トーマス・ボルトン[ 9 ] 、ルイーズ・ウェブスター、ポール・マーディン[ 8 ]によってこの方法で発見されました。 [ 346 ] [ 51 ] 1986年に報告された可視光星の回転広がりの観測により、コンパクトオブジェクトの質量は16太陽質量と推定され、下限は7太陽質量でした。[ 294 ] 2011年にこの推定値は更新され、ブラックホールの場合は14.1 ± 1.0  M ☉、可視光線の伴星の明るさは19.2 ± 1.9  M☉である。 [ 347 ]

X 線連星は、低質量と高質量に分類できます。この分類は、コンパクト オブジェクト自体の質量ではなく、伴星の質量に基づいています。[ 140 ]ソフト X 線トランジェントと呼ばれるクラスの X 線連星では、伴星の質量が比較的低いため、ブラックホールの質量をより正確に推定できます。これらのシステムは、10 年から 50 年に 1 度、数か月間のみ X 線を活発に放射します。静穏化と呼ばれる X 線放射が低い期間中は、降着円盤は非常に暗く、伴星の詳細な観測が可能です。[ 294 ]この方法により、多数のブラックホール候補が測定されています。[ 348 ]ブラックホールは、白色矮星、[ 140 ]中性子星、[ 349 ] [ 350 ]その他のブラックホールなど、他のコンパクト オブジェクトとの連星でも見つかることがあります。[ 351 ] [ 352 ]

銀河核

ほぼすべての銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在します。[ 353 ]このブラックホールの質量とホスト銀河のバルジの速度分散の間には密接な観測的相関関係があり、これはM-シグマ関係として知られています。この関係は、ブラックホールの形成と銀河自体の形成との間に関連があることを強く示唆しています。[ 354 ] [ 355 ]

活動銀河核

天の川銀河の中心と、いて座A*のX線画像
2015年1月5日、天の川銀河の中心にあるブラックホール、いて座A*から異常に明るいX線フレアが検出された[ 356 ] 

天文学者は、特異なスペクトル線放射や非常に強い電波放射など、特異な特徴を持つ銀河を「活動銀河」と呼んでいます。理論研究と観測研究により、これらの銀河の中心、すなわち活動銀河核（AGN）と呼ばれる領域における活発な活動は、超大質量ブラックホールへの降着によって説明できる可能性があることが示されています。これらのAGNは、太陽の何百万倍、あるいは何十億倍もの質量を持つ中心ブラックホール、降着円盤と呼ばれる星間ガスと塵の円盤、そして降着円盤に垂直な2つのジェットで構成されています。[ 357 ] [ 358 ] [ 359 ]

ほとんどのAGNには超大質量ブラックホールが存在すると予想されているが、中心にある超大質量ブラックホール候補の質量を特定し、その実質量を測定する試みとして、銀河核の詳細な研究が行われているのはごく一部である。超大質量ブラックホール候補を持つ最も有名な銀河としては、アンドロメダ銀河、メシエ32、メシエ87、ソンブレロ銀河、そして天の川銀河自体が挙げられる。[ 360 ] [ 361 ]

準周期振動

降着するブラックホールの円盤から放射されるX線は、特定の周波数で明滅することがあります。これらの信号は準周期振動と呼ばれ、降着円盤（最も内側の安定した円軌道）の内縁に沿って移動する物質によって引き起こされると考えられています。[ 362 ] [ 363 ]また、一部の科学者は、これらの振動はブラックホールの自転軸が連星系全体の自転軸と一致していないことによって引き起こされる可能性があると示唆しています。 [ 363 ]準周期振動の周波数はコンパクト天体の質量と自転速度と相関しているため、ブラックホール候補の特性を決定するための代替手段として使用できます。[ 362 ] [ 363 ] [ 364 ]

マイクロレンズ

重力マイクロレンズ効果の図：手前のブラックホールが背景の星からの光を歪ませ、星の像を二つ作ります。光は地球上の望遠鏡に到達しますが、二つの像は分離できず、一つの明るい星としてしか見えません。
前景のブラックホールの強力な重力場は強力なレンズのように作用し、背景の星の像を歪ませたり明るくしたりします。

ブラックホールを検出するもう一つの方法は、その強い重力場によって引き起こされる効果を観測することです。その効果の1つが重力レンズ効果です。大質量物体の周囲の時空の変形によって光線が偏向し、その後ろの物体が歪んで見えます。[ 365 ]レンズ効果の対象がブラックホールの場合、この効果は星やその他の光源の複数の画像を作り出すほど強くなる可能性があります。[ 366 ]しかし、レンズ効果によって生じた画像間の距離が小さすぎて、現代の望遠鏡では解像できない場合があります。この現象はマイクロレンズ効果と呼ばれています。[ 367 ]天文学者は、レンズ効果を受けた星の2つの画像を見るのではなく、ブラックホールが星と地球の間の視線に近づくにつれて星がわずかに明るくなり、ブラックホールが遠ざかるにつれて通常の明るさに戻るのを観測しています。[ 368 ] 2000年代初頭には、このようにしてブラックホール候補が初めて3つ検出された。[ 369 ] [ 370 ]そして2022年1月には、天文学者たちが孤立したブラックホールからのマイクロレンズ現象の初めての検出を報告した。[ 371 ] [ 372 ]これは、孤立したブラックホールの質量が初めて決定されたことでもあった。7.1 ± 1.3  M ☉ . [ 371 ] [ 373 ]

代替案

キャプションを参照
中性子星、クォーク星、グランドキャニオンの相対的な大きさ

超大質量ブラックホールが存在する有力な根拠がある一方で、恒星質量ブラックホールのモデルでは中性子星の質量に上限があることを前提としており、それより大きい質量を持つと観測される天体はブ​​ラックホールであると想定されている。しかし、極度に高密度の物質の特性については十分に理解されていない。新たなエキゾチックな物質相によって、他の種類の大質量天体が存在する可能性がある。[ 294 ]クォーク星はクォーク物質で構成され、クォーク縮退圧（中性子縮退圧よりもさらに強い一種の縮退圧）によって支えられている。これにより、中性子星よりも高い質量で重力崩壊が停止する。[ 374 ] [ 375 ] [ 376 ]電弱星と呼ばれるさらに強い星では、中心核のクォークがレプトンに変換され、星の崩壊を止めるためのさらなる圧力がかかる。[ 375 ] [ 377 ]標準モデルのいくつかの拡張が仮定するように、クォークとレプトンがプレオンと呼ばれるさらに小さな基本粒子で構成されている場合、非常にコンパクトな星はプレオンの縮退圧力によって支えられる可能性があります。[ 378 ]これらの仮説モデルのどれもが恒星ブラックホール候補の観測のすべてを説明できませんが、Q星は中性子星の質量限界を大幅に超える可能性があり、したがって超大質量ブラックホールの代替となる唯一の代替モデルです。[ 294 ] : 12

いくつかの理論上の天体は、天文学上のブラックホール候補の観測結果と全く同一またはほぼ同一に一致すると推測されているが、それらは異なるメカニズムで機能している。[ 379 ]ダークエネルギー星は、落下する物質を真空エネルギーに変換する。この真空エネルギーは外部空間の真空エネルギーよりもはるかに大きく、外向きの圧力を及ぼし、特異点の形成を妨げる。[ 380 ] [ 381 ]ブラックスターは重力崩壊が十分に遅いため、量子効果によってブラックホールに完全に崩壊する寸前まで追い込まれる。[ 382 ]重力星は非常に薄い殻と、ブラックホールへの崩壊や特異点の形成を止めるための外向きの圧力をかけるダークエネルギー内部から構成される。内部には「ネスター」と呼ばれる別の重力星が存在する可能性もある。[ 383 ] [ 384 ] [ 385 ]

ブラックホールと重力星の特性を示す図：どちらも事象の地平線とシュワルツシルト計量によって支配される外部空間を持ちますが、ブラックホールの内部はシュワルツシルト計量によって支配されるのに対し、重力星の内部はド・ジッター計量によって支配されます。さらに、ブラックホールの全質量は特異点に収まっているのに対し、重力星の全質量は薄い殻に収まっています。
ブラックホールの特性と重力星の特性

シュワルツシルト半径内のブラックホールの平均密度は質量の2乗に反比例するため、超大質量ブラックホールは恒星ブラックホールよりもはるかに低密度です。108  M ☉ブラックホールの質量は水の質量に匹敵します。 [ 294 ] [ 386 ]その結果、超大質量ブラックホールを形成する物質の物理ははるかによく理解され、超大質量ブラックホールの観測に対する代替的な説明ははるかに現実的なものになりました。例えば、超大質量ブラックホールは、非常に暗い天体の大きなクラスターとしてモデル化できます。しかし、このような代替モデルは、通常、超大質量ブラックホール候補を説明するのに十分安定していません。 [ 294 ] [ 387 ] [ 388 ]

未解決の質問

情報損失パラドックス

物理学における未解決問題
ブラックホールでは物理的な情報は失われますか?
物理学におけるさらなる未解決問題

ノーヘア定理によれば、ブラックホールは質量、電荷、角運動量の3つのパラメータのみで定義される。これは、ブラックホールの形成に関与した物質に関する他のすべての情報が失われていることを意味しているように思われる。なぜなら、これら3つのパラメータ以外、ブラックホールの外部からブラックホールについて何かを判断する方法はないからである。ブラックホールが永久に存続すると考えられていた頃は、情報はブラックホール内部に存在すると考えられるため、この情報の損失は問題にはならなかった。しかし、ブラックホールはホーキング放射を放出することでゆっくりと蒸発していく。この放射はブラックホールを形成した物質に関する追加情報を運んでいないようで、つまりこの情報は永久に失われたように見える。これはブラックホール情報パラドックスと呼ばれている。[ 389 ] [ 390 ] [ 391 ]

このパラドックスは、量子力学の基本原理と一般相対性理論の基本原理を対立させるものである。量子力学によれば、エントロピーのない純粋状態は、ユニタリー性の結果として、エントロピーのある混合状態へ発展することは決してない。熱放射と同様に、すべてのホーキング放射は混合量子状態にある。膨大な時間をかけて、ブラックホール全体がこの混合状態放射に変換される。したがって、ブラックホールに落ち込んでから放射された純粋状態にあった量子系は、一見すると混合状態放射に変換され、ユニタリー性を破っていることになる。量子力学ではこの変換は許されないため、一部の科学者は、量子系の純粋状態はブラックホールの事象の地平線で破壊されると提唱している。しかし、これは一般相対性理論の等価原理と矛盾する。等価原理では、ブラックホールへの自由落下と空間を浮遊することの間には物理的な違いはないはずだとしている。この原理によれば、純粋状態は空間内で破壊され得ないので、ブラックホールの事象の地平線でも破壊されないはずである。[ 391 ] [ 392 ] : 11 このパラドックスを分析する理論的研究は、量子力学と一般相対性理論の交差点に関する新たなパラドックスと新たなアイデアの両方を生み出してきた。このパラドックスの解決についてはコンセンサスが得られていないものの、この問題に関する研究は量子重力理論にとって重要になると期待されている。[ 393 ] : 126

初期宇宙の超大質量ブラックホール

2つの渦巻銀河。そのうち1つは非常に明るい中心を持つ。
ビッグバン後の最初の10億年間の2つの銀河。左側の銀河の中心には明るいクエーサーがある。

遠方の銀河の観測により、超大質量ブラックホールによって駆動される超高輝度クエーサーが、赤方偏移 まで初期宇宙に存在していたことが判明している。[ 394 ] [ 395 ] [ 396 ]これらのブラックホールは、大規模な種族 III の恒星の重力崩壊の産物であると考えられてきた。[ 397 ] [ 398 ]しかし、これらの恒星残骸は、ブラックホール集積の理論上の最大速度であるエディントン限界を超えて集積することなく、初期に観測されたクエーサーを生成するほど質量が大きすぎなかった。[ 399 ] [ 400 ]z≥7{\displaystyle z\geq 7}

物理学者は、これらの超大質量ブラックホールの形成メカニズムについて様々な説を唱えている。より小さなブラックホール同士が合体して、観測されている超大質量ブラックホールが形成された可能性もあると提案されている。[ 401 ] [ 402 ]また、直接崩壊型ブラックホールがこれらの超大質量ブラックホールの元になった可能性もある。直接崩壊型ブラックホールでは、大きな高温のガス雲が低角運動量または近隣の銀河からの加熱により、複数の星につながる断片化を回避している。適切な状況下では、単一の超大質量星が形成され、典型的な恒星進化を経ることなく、直接ブラックホールに崩壊する。[ 403 ] [ 404 ]さらに、初期宇宙のこれらの超大質量ブラックホールは、銀河の中心でさらに物質を集積した可能性のある高質量の原始ブラックホールである可能性がある。[ 405 ]最後に、ブラックホールが理論上のエディントン限界よりも速く成長することを可能にするメカニズムがいくつかあります。例えば、降着円盤内の高密度ガスが外向きの放射圧を制限し、ブラックホールの降着を妨げます。[ 399 ] [ 406 ]しかし、双極ジェットの形成により、超エディントン速度は妨げられます。[ 289 ]

SFでは

映画「インターステラー」で使用されたブラックホールと降着円盤。レンズフレアがなく、より高速に回転して描かれている。

ブラックホールはSFにおいて様々な形で描かれてきました。「ブラックホール」という用語が生まれる以前から、ブラックホールの特徴を持つ天体は物語の中に登場しています。例えば、1928年の小説『宇宙のひばり』では「黒い太陽」が登場し、1935年の短編小説『無敵の宇宙船』では「宇宙の穴」が登場します。[ 407 ] 1960年代から1970年代にかけてブラックホールが広く知られるようになると、小説だけでなく、ディズニーの『ブラックホール』（1979年）のように映画にも登場するようになりました。また、21世紀の作品にもブラックホールが描かれており、例えばクリストファー・ノーラン監督のSF大作『インターステラー』 （2014年）などがあります。[ 408 ] [ 409 ]

作家や脚本家は、ブラックホールの相対論的効果、特に重力による時間の遅れを利用してきた。[ 410 ]例えば、『インターステラー』には時間の遅れが 60,000:1 を超えるブラックホール惑星が登場し、1977 年の小説『ゲートウェイ』では、時間の遅れ効果により、外部の観察者の視点から、宇宙船がブラックホールの事象の地平線に近づいてはいるものの、それを越えることはない様子が描かれている。[ 411 ] [ 408 ] [ 197 ]ブラックホールは、ワームホールや光より速い移動手段としても利用されてきた。例えば、1974 年の小説『永遠の戦争』では、ブラックホールのネットワークが恒星間移動に使用されている。[ 410 ] [ 412 ]さらに、ブラックホールは宇宙飛行士や惑星にとっての危険として描かれることもある。1978年の短編小説『ブラックホールの通過』ではブラックホールが深宇宙の前哨基地を脅かし、2018年にNetflixでリブートされた『宇宙家族ロビンソン』では連星ブラックホールが惑星の軌道を危険なほど変えてしまう。[ 409 ] [ 412 ]

参照

注記

  1. ^事象の地平線の半径（外側）は次のように表されます。M+M2−(J/M)2−Q2.{\displaystyle M+{\sqrt {M^{2}-{(J/M)}^{2}-Q^{2}}}.}
  2. ^可能な経路の集合、より正確には、すべての可能な世界線を含む未来の光円錐（この図では、光円錐は光線世界線を表す矢印で囲まれたV字型の領域で表されている）は、エディントン・フィンケルシュタイン座標系ではこのように傾いている（この図はエディントン・フィンケルシュタイン座標系図の「漫画」版である）。しかし、他の座標系では光円錐はこのように傾いていない。例えば、シュワルツシルト座標系では事象の地平線に近づくにつれて光円錐は傾かずに狭まり、クラスカル・シェケレス座標系では光円錐の形状や向きは全く変化しない。 [ 201 ] : 848

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