連星ブラックホール
System consisting of two black holes in close orbit around each other
ブラックホール連星系GW150914のコンピュータシミュレーション。その最終段階のインスパイラル、合体、そしてリングダウンの過程を、近くの観測者から見たかのようなシミュレーション。ブラックホールの背後にある星野は、極端な重力レンズ効果によって大きく歪んでおり、回転しながら移動しているように見える。これは、回転するブラックホールによって時空自体が歪められ、引きずられているためである。 [1]

連星ブラックホール（BBH）、またはブラックホール連星は、互いに接近した軌道を周回する2つのブラックホールからなる天体です。ブラックホール自体と同様に、連星ブラックホール系は、恒星質量（高質量連星系の残骸を含む、または動的プロセスと相互捕獲によって形成される）と、銀河合体によって生じたと考えられる超大質量ブラックホール系に分類されます。

恒星質量連星ブラックホールの存在は、 2015年9月に重力波観測によって直接確認されました。超大質量連星ブラックホールの候補は間接的な証拠に基づいて提案されていますが、観測による確認を待っています。[2]

歴史

ブラックホールの存在を証明することは長年困難でした。なぜなら、ブラックホールは定義上、可視光やその他の電磁波を放出しないため、遠隔検出が不可能だからです。しかし、アインシュタインは、2つのブラックホールが合体すると、膨大なエネルギーが重力波として放出され、その特徴的な波形は一般相対性理論を用いて計算できることを知っていました。[3] [4] [5]そのため、20世紀後半から21世紀初頭にかけて、連星ブラックホールは重力波の存在を証明するだけでなく、重力波の潜在的な発生源として科学的に大きな関心を集めるようになりました。

連星ブラックホールの合体は、宇宙で最も強力な重力波発生源の一つと考えられており、そのような波を直接検出できる可能性が高かった。周回するブラックホールが重力波を放出するにつれて、軌道は減衰し、軌道周期は減少する。この長いインスパイラル段階は、ブラックホールが十分に接近して最終的に合体するまで続く。最後のほんの一瞬で、ブラックホールは極めて高い速度に達し、重力波の振幅はピークに達する。合体すると、ブラックホールはリングダウンと呼ばれる安定した状態に落ち着き、その形状の非球面歪みは追加の重力波放射として消散する。[6]

恒星質量連星ブラックホール（および重力波自体）の存在は、レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）がGW150914（2015年9月に検出、2016年2月に発表）を検出したことでついに確認された。GW150914は、約13億光年離れた場所で、それぞれ約30太陽質量の2つの恒星質量ブラックホールが合体するという特徴的な重力波シグネチャである。GW150914は、内側に螺旋状に回転しながら合体する最後の20ミリ秒の間に、約3太陽質量の重力エネルギーを放出し、その速度は3.6 × 10に達した。49 ワット—観測可能な宇宙のすべての星から放射される光の総計よりも大きい。 [7] [8] [9]

発生

LIGOによるブラックホール合体イベントGW150914の最初の検出により、恒星質量の連星ブラックホールが存在することが実証されました。 [10]

この視覚化では、2つの超大質量ブラックホールとその降着円盤を含む連星系を、まず上空から眺めています。約25秒後、カメラは軌道面に近づき、ブラックホールの巨大な重力によって生じるレンズ効果を明らかにします。降着円盤に異なる色を割り当てることで、外部の観測者に見える複雑な光学的歪みを視覚的に捉えやすくしています。[11]

超大質量ブラックホール連星（SMBH）は、銀河の合体中に形成されると考えられています。連星ブラックホールの候補としては、二重核がまだ遠く離れている銀河が挙げられます。活動二重核の例としては、NGC 6240が挙げられます。[12]よりはるかに近いブラックホール連星は、二重輝線を持つ単一核銀河である可能性が高いです。例としては、SDSS J104807.74+005543.5 [13]やEGSD2 J142033.66 525917.5などが挙げられます。[14]他の銀河核も周期的な放射をしており、中心のブラックホールを周回する大きな天体を示しています。例えば、OJ287 [15] は、公転周期が12年である超大質量連星である可能性が高いです。[16]

銀河J0437+2456内の移動性SMBHの特異速度の測定は、この銀河が反跳性または連星性のSMBH、あるいは進行中の銀河合体のいずれかをホストする有望な候補であることを示している。 [17]

クエーサーPKS 1302-102は、公転周期が1900日の連星ブラックホールを持っているようだ。[18]

最終パーセク問題

二つの銀河が衝突する場合、中心にある超大質量ブラックホールは正面衝突する可能性は非常に低く、何らかのメカニズムによって接近させられない限り、双曲線軌道を描いて互いをすり抜けていく可能性が高い。最も重要なメカニズムは動的摩擦であり、これはブラックホールの運動エネルギーを近傍の物質に伝達する。ブラックホールが恒星を通過すると、重力のパチンコによって恒星は加速され、ブラックホールは減速される。

これによりブラックホールの速度は低下し、束縛連星系を形成します。さらに、動的摩擦によってブラックホールの軌道エネルギーが奪われ、最終的には数パーセク以内の距離を周回するようになります。しかし、この過程ではブラックホールの軌道から物質も放出され、軌道が縮小するにつれてブラックホールが通過する空間の体積も減少し、最終的には物質がほとんど残らなくなり、宇宙の年齢の範囲内ではブラックホールの合体を引き起こすことができなくなります。

重力波は軌道エネルギーの大幅な損失を引き起こす可能性がありますが、分離が約 0.01 ～ 0.001 パーセクというはるかに小さな値に縮小するまでは、損失は発生しません。

それにもかかわらず、超大質量ブラックホールは合体しているように見え、この中間範囲にあるペアと思われるものがPKS 1302-102で観測されている。[19] [20]これがどのように起こるのかという問題は、「最終パーセク問題」である。[21]

最終パーセク問題に対する解決策は数​​多く提案されている。その多くは、恒星やガスなどの物質を連星系に十分近づけ、連星系からエネルギーを抽出して収縮させるというメカニズムを伴う。十分な数の恒星が連星系の近くを通過すると、それらの重力による放出によって、天文学的に妥当な時間内に2つのブラックホールが合体する可能性がある。[22] 暗黒物質も検討されているが、合体が起こる前にすべてが放出されてしまうという同様の問題を回避するには、自己相互作用する暗黒物質が必要であるように思われる。[23] [24]

稀ではあるものの、実際に機能することが知られているメカニズムの一つは、2度目の銀河衝突によって生じた3つ目の超大質量ブラックホールである。[25] 3つのうち1つが放出される可能性もあるが、それらの質量が大きいことから、1つは放出されずに3つが繰り返し相互作用する可能性が高い。結果として生じるカオス的な軌道は、さらに2つのエネルギー損失メカニズムを生み出す可能性がある。[26]

  1. ブラックホールは銀河のかなり大きな体積を周回し、はるかに大量の物質と相互作用し（そしてエネルギーを失って）、
  2. 軌道は大きく偏心することがあり、最接近地点での重力放射によりエネルギーが失われる可能性がある。

ライフサイクル

インスパイラル

連星ブラックホールの生涯における最初の段階は、徐々に縮小していく軌道であるインスパイラルです。インスパイラルの初期段階は非常に長い時間を要します。これは、ブラックホール同士が離れている場合、放出される重力波が非常に弱いためです。重力波の放出によって軌道が縮小することに加えて、他の恒星など、存在する他の物質との相互作用によって余分な角運動量が失われることもあります。

ブラックホールの軌道が縮小するにつれて、速度が増加し、重力波の放出量が増加します。ブラックホールが接近すると、重力波によって軌道は急速に縮小します。[27]

最後の安定軌道または最内周安定円軌道（ISCO）は、螺旋軌道から合体軌道に移行する前の最も内側の完全な軌道である。[28]

合併

その後、2つのブラックホールが合体する軌道を描き、重力波の放出がピークに達します。[28]

リングダウン

合体直後、新たに形成されたブラックホールは大きく歪んで不安定になります。リングダウンと呼ばれる緩和過程を経て、ブラックホールは「鳴り響き」、重力波を放出します。これらの振動は、打たれた鐘の音色が次第に弱まる様子に似ており、減衰振動、あるいは準正規モードと呼ばれます。[29]リングダウンの間、重力波の振幅は急速に減少し、ブラックホールがますます安定し対称性が高まるのに対応します。この信号の部分は、一般相対性理論が予測するように、最終的な天体がカーブラックホールであることを確認するために不可欠です。

観察

恒星質量の連星ブラックホールの合体の最初の観測は、LIGO検出器GW150914によって行われた。[10] [30] [31]地球から観測されたように、推定質量が太陽の約36倍と約29倍である2つのブラックホールが互いに回転して合体し、2015年9月14日午前9時50分UTCに約62太陽質量のブラックホールを形成した。[32] 3太陽質量が最後の数分の1秒で重力放射に変換され、ピーク電力は3.6×10 56 erg / s（1秒あたり200太陽質量）で、[10]観測可能な宇宙のすべての星の総出力の50倍である。[33]この合体は 440+160
−180 地球から6億年前から18億年前の間に[34]メガパーセク離れたと推定される。 [30]観測された信号は数値相対論の予測と一致している。 [3] [4] [5]

ダイナミクスモデリング

いくつかの簡略化された代数モデルは、ブラックホールが遠く離れている場合や、インスパイラル段階、また最終的なリングダウンを解く場合に使用できます。

ポストニュートン近似は、インスパイラル計算に用いることができる。これは、ニュートン重力方程式に追加の項を加えて、一般相対論の場の方程式を近似するものである。これらの計算で使用される次数は、2PN（二次ポストニュートン）、2.5PN、または3PN（三次ポストニュートン）と呼ばれることがある。有効一体（EOB）近似は、連星ブラックホール系のダイナミクスを、方程式を単一天体の方程式に変換することで解く。これは、恒星質量ブラックホールと銀河核ブラックホールの合体など、質量比が大きい場合に特に有用であるが、等質量系にも用いることができる。

リングダウンにはブラックホール摂動論を用いることができる。最終的なカーブラックホールは歪んでおり、それが生成する周波数スペクトルを計算することができる。

Description of the entire evolution, including merger, requires solving the full equations of general relativity. This can be done in numerical relativity simulations. Numerical relativity models space-time and simulates its change over time. In these calculations it is important to have enough fine detail close into the black holes, and yet have enough volume to determine the gravitation radiation that propagates to infinity. In order to reduce the number of points such that the numerical problem is tractable in a reasonable time, special coordinate systems can be used, such as Boyer–Lindquist coordinates or fish-eye coordinates.

Numerical-relativity techniques steadily improved from the initial attempts in the 1960s and 1970s.[35][36] Long-term simulations of orbiting black holes, however, were not possible until three groups independently developed groundbreaking new methods to model the inspiral, merger, and ringdown of binary black holes[3][4][5] in 2005.

In the full calculations of an entire merger, several of the above methods can be used together. It is then important to fit the different pieces of the model that were worked out using different algorithms. The Lazarus Project linked the parts on a spacelike hypersurface at the time of the merger.[37]

Results from the calculations can include the binding energy. In a stable orbit the binding energy is a local minimum relative to parameter perturbation. At the innermost stable circular orbit the local minimum becomes an inflection point.

The gravitational waveform produced is important for observation prediction and confirmation. When inspiralling reaches the strong zone of the gravitational field, the waves scatter within the zone producing what is called the post-Newtonian tail (PN tail).[37]

In the ringdown phase of a Kerr black hole, frame-dragging produces a gravitation wave with the horizon frequency. In contrast, the Schwarzschild black-hole ringdown looks like the scattered wave from the late inspiral, but with no direct wave.[37]

The radiation reaction force can be calculated by Padé resummation of gravitational wave flux. A technique to establish the radiation is the Cauchy-characteristic extraction technique CCE, which gives a close estimate of the flux at infinity, without having to calculate at larger and larger finite distances.

結果として生じるブラックホールの最終的な質量は、一般相対性理論における質量の定義に依存する。ボンディ質量 M Bは、ボンディ・サッハの質量損失公式 から計算される。ここで、f ( U )は遅延時間Uにおける重力波フラックスである。fは、ニュートン関数の無限遠における面積分であり、立体角によって変化する。アルノウィット・デザー・ミスナー（ADM）エネルギー、またはADM質量 は、無限遠で測定された質量であり、放出されるすべての重力放射を含む。 d M B d U = − f ( U ) {\textstyle {\frac {dM_{B}}{dU}}=-f(U)} M ADM = M B ( U ) + ∫ − ∞ U F ( V ) d V {\textstyle M_{\text{ADM}}=M_{\text{B}}(U)+\int _{-\infty }^{U}F(V)\,dV}

重力放射によって角運動量も失われます。これは主に初期軌道のZ軸で発生します。これは、多極計量波形とニューズ関数の補関数との積を遅延時間にわたって積分することによって計算されます。[38]

形

解決すべき問題の 1 つは、ブラックホールの合体時の 事象の地平線の形状またはトポロジーです。

数値モデルでは、事象の地平線に遭遇するかどうかを調べるために、テスト測地線が挿入されます。2つのブラックホールが互いに近づくと、それぞれの事象の地平線から「ダックビル」のような形状のものがもう一方の事象の地平線に向かって突き出ます。この突起は、もう一方のブラックホールの突起と出会うまで、長く細く伸びていきます。この時点で、事象の地平線は出会いの点で非常に細いX字型になります。突起は細い糸のように引き伸ばされます。[39]出会いの点は、橋と呼ばれるほぼ円筒形の接続部へと広がります。[39]

2011年時点のシミュレーションでは、環状[update]トポロジーを持つ事象の地平線は生成されていませんでした。一部の研究者は、例えば、ほぼ円形の軌道を周回する複数のブラックホールが合体すれば、事象の地平線が実現する可能性があると示唆しました。[39]

ブラックホール合体反動

連星ブラックホールが合体すると予期せぬ結果が生じることがある。重力波が運動量を持ち、合体中のブラックホールのペアが加速し、ニュートンの第3法則に違反するように見える。重心は1000 km/s以上のキック速度を加えることがある。[40]キック速度が最大になるのは、質量とスピンの大きさが等しいブラックホール連星で、スピン方向が最適に逆方向に揃うか、軌道面と平行になるか、軌道角運動量とほぼ揃うときである。[41]これは、大きな銀河から脱出するのに十分である。より可能性の高い方向では、影響は小さく、おそらく毎秒数百キロメートル程度だろう。この程度の速度であれば、合体中の連星ブラックホールを球状星団から弾き出すことができ、球状星団コアでの巨大ブラックホールの形成を防ぐことができる。これにより、その後の合体の可能性、ひいては重力波の検出可能性も低下します。自転しないブラックホールの場合、質量比が5対1のとき、最大反跳速度は175km/sに達します。自転が軌道面内で一直線になっている場合、2つの同一のブラックホールで5000km/sの反跳速度が発生する可能性があります。[42] 興味深いパラメータとしては、ブラックホールが合体する点、最大の反動を生み出す質量比、そして重力波によって放射される質量/エネルギー量などが挙げられます。正面衝突の場合、この割合は0.002、つまり0.2%と計算されています。[43]反跳超大質量ブラックホールの最有力候補の一つは、CXO J101527.2+625911です。[44]

参照

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ウィキメディア コモンズには、連星ブラックホールに関連するメディアがあります。
  • 連星ブラックホールが軌道を描いて衝突する – YouTubeより。
  • メリット, デイビッド; ミロサヴリェヴィッチ, ミロシュ (2005). 「巨大ブラックホール連星進化」. Living Reviews in Relativity . 8 : 8. arXiv : astro-ph/0410364 . Bibcode :2005LRR.....8....8M. doi : 10.12942/lrr-2005-8 (2025年7月11日非アクティブ). S2CID  119367453.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of July 2025 (link)
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