天体物理学では、ブラック ホールは、重力場が非常に強いため、いかなる物質や放射線もそこから逃げることができない巨大な物体です。したがって、そのような物体は光を発しないため、黒色になります。ブラック ホールは一般相対性理論によって説明されます。それらは直接観察できませんが、異なる波長でのいくつかの間接観察技術が開発されており、それらが環境に引き起こす現象を研究することが可能です。特に、ブラックホールに捕らえられた物質は、飲み込まれる前にかなりの温度まで加熱されるため、大量のX線を放出するため、たとえブラックホール自体が放射線を放出しなくても、それは検出可能です。環境に対するその行動。ブラック ホールの存在は、関係する科学界 (天体物理学者と理論物理学者) のほぼ全体にとって確実です。
プレゼンテーションと用語
ブラック ホールは所定の質量を持ち、重力特異点と呼ばれる点に集中します。この質量により、ブラック ホールの地平線と呼ばれる球を定義することができます。この球は、特異点を中心とし、その半径は、ブラック ホールが放射線の漏れを防ぐ最大値になります。この球は、何らかの形でブラック ホールの空間的広がりを表します。太陽の質量と等しい質量を持つブラック ホールの場合、半径は約 3 キロメートルです[ 1 ] 。星間距離 (数百万キロメートル) では、ブラック ホールは同じ質量の他の天体と同等の引力を発揮しません。したがって、それは魅力的な「掃除機」ではありません。たとえば、太陽が同じ質量のブラック ホールに置き換えられた場合、その惑星の軌道は変化しません。
ブラックホールにはいくつかの種類があります。星の重力崩壊後にそれらが形成されるとき、私たちは恒星ブラックホールについて話します。それらが銀河の中心で発見されると、その質量は最大数十億太陽質量に達し、 超大質量ブラック ホール(または銀河ブラック ホール) と呼ばれます。これら 2 つの質量スケールの間には、数千太陽質量の質量を持つ中間のブラック ホールが存在すると考えられています。宇宙の歴史の初期、ビッグバンで形成されたであろう、はるかに低い質量のブラック ホールも考慮されており、原始ブラック ホールと呼ばれます。それらの存在は現在未確認です。
ブラックホールを直接観測することは困難です。しかし、その環境、特にマイクロクエーサーや活動銀河核内での重力作用によってその存在を推定することは可能であり、そこではブラックホールに落下する近くの物質がかなり加熱され、強いX線放射を放出するため、観測によりそれが可能となる。巨大な物体と非常に小さい物体の存在を検出します。これらの観測が示唆する、一般相対性理論の枠組み内で互換性のある唯一の物体は、ブラック ホールです。
歴史的
ブラック ホールの概念は、 18世紀末にアイザック ニュートンの万有引力の文脈で登場しました。問題は、脱出速度が光速を超えるほど質量が大きい物体が存在するかどうかということでした。しかし、ブラック ホールの概念が単なる好奇心以上のものとなったのは、 20世紀初頭とアルバート アインシュタインの一般相対性理論の出現によってでした。実際、アインシュタインの研究の出版直後に、中心ブラックホールの存在を示唆するアインシュタイン方程式の解がカール・シュヴァルツシルトによって出版されました[ 2 ] 。ブラックホールに関する基礎的な研究は1960年代に遡り、その存在を示す最初の強力な観測兆候が現れる少し前に遡ります。ブラック ホールを含む天体の最初の「観測」 [ 3 ] 、 [ 4 ] は、1971 年のウフル衛星による白鳥座 X-1 X 線源の観測でした。「ブラック ホール」という用語は 1960 年代に登場しました。 、アメリカの物理学者キップ・ソーンを通じて。以前は、「シュヴァルツシルト体」または「閉塞星」という用語が使用されていました。 「ブラックホール」という用語は、特定の言語コミュニティ、特にフランス語圏とロシア語圏では、やや不適切であると考えられ、抵抗があったことに注意してください[ 5 ] 。
プロパティ
ブラックホールは、他の天体と同様に天体物理学的な物体です。この惑星の特徴は、直接観測することが非常に困難であること (下記参照) と、その中心領域が重力特異点に覆われているため、 21世紀初頭の状態では物理理論では満足に説明できないことです。後者は、量子重力理論の枠組み内でのみ説明できますが、これは現在まで存在していません[ 6 ] 。一方で、私たちはそのすぐ近くに存在する物理的状態やその環境への影響を記述する方法を完全に知っており、さまざまな間接的な方法でそれらを検出することが可能になります。
さらに、ブラック ホールは、非常に少数のパラメーターによって記述されるという点で驚くべきことです。実際、私たちが住む宇宙におけるそれらの記述は、質量、電荷、角運動量という 3 つのパラメータのみに依存します。ブラック ホールの他のすべてのパラメーター (サイズや形状など) はこれらによって固定されます。それに比べて、惑星の記述には何百ものパラメータ (化学組成、元素の区別、対流、大気など) が含まれます。ブラック ホールがこれら 3 つのパラメーターによってのみ記述される理由は 1967 年以来知られています。それは、ヴェルナー イスラエルによって実証されたハゲ定理です。これは、基本的な長距離相互作用は重力と電磁気だけであり、ブラック ホールの唯一の測定可能な特性は、これらの相互作用を記述するパラメーター、つまり質量、角運動量、電荷によって与えられることを説明します。
ブラック ホールの場合、質量と電荷は古典物理学(つまり、非相対論的) によって記述される通常の特性です。ブラック ホールには、その質量に比例する重力場と、その電荷に比例する電場があります。一方、角運動量の影響は一般相対性理論に特有のものです。これは実際、回転する物体がその付近の時空を「引きずる」傾向があることを示しています。この現象は、非小型星に対して極度に弱いため太陽系ではまだ観測されておらず、レンズ・サーリング効果（英語ではフレーム・ドラッギングとも呼ばれる）として知られている[ 7 ] 。回転するブラック ホールの近くではかなりの振幅を示し、そのすぐ近くにいる観測者は必然的にブラック ホールの回転方向に引き寄せられるほどです。これが起こる領域はエルゴ領域と呼ばれます。
考えられる理論上のタイプは 4 つ…
| M > 0 | ||
|---|---|---|
| J = 0 | J ≠ 0 | |
| Q = 0 | シュヴァルツシルト | カー |
| Q ≠0 | ライスナー・ノルドストローム | カー・ニューマン |
ブラックホールは常にゼロ以外の質量を持ちます。一方、他の 2 つの特性、つまり角運動量 (回転) と電荷は、原則としてゼロ (つまり、ゼロに等しい) または非ゼロの値を取ることができます。これらの状態を組み合わせることで、4 種類のブラック ホールを定義することができます。
電荷と角運動量がゼロのとき、私たちはシュヴァルツシルト ブラック ホールについて話します。このブラック ホールは、1916 年にこれらの天体を一般相対性理論の方程式 (アインシュタインの方程式) の解として初めて強調したカール シュヴァルツシルトにちなんで名付けられました。
電荷がゼロでなく、角運動量がゼロの場合、ライスナー・ノルドストローム ブラック ホールと呼ばれます。大量の電荷を持続的に保持するコンパクトな物体を製造することを可能にする既知のプロセスがないため、これらのブラック ホールは天体物理学的に重要な関心を持っていません。これは通常、環境から得られる反対の電荷の吸収によって急速に消散します[ 8 ] 。したがって、ライスナー・ノルドストローム ブラック ホールは、本質的には非常にありそうもない理論的対象です。
ブラック ホールが角運動量を持っている (つまり、それ自身で回転している) が、電荷を持たない場合、私たちはカー ブラック ホールについて話します。カー ブラック ホールは、1963 年にこれらの天体を記述する公式を発見した新数学者ゼーランド ロイ カーにちなんで名付けられました。ライスナー・ノルドストローム ブラック ホールやシュワルツシルト ブラック ホールとは異なり、カー ブラック ホールは天体物理学的に非常に興味深いものです。なぜなら、ブラック ホールの形成と進化のパターンは、ブラック ホールが降着円盤を介して周囲の物質を吸収する傾向があることを示しているためです。ブラックホールへの同じ方向。したがって、物質は、それを飲み込むブラックホールに角運動量を伝えます。したがって、カー ブラック ホールは、私たちが天文学で実際に遭遇すると予想される唯一のブラック ホールです。しかし、実際にはシュヴァルツシルト ブラック ホールに似た、角運動量が非常に低いブラック ホールが存在する可能性は依然としてあります。
カー ブラック ホールの帯電バージョンは、同様に回転を備えており、カー ニューマン ブラック ホールの名前で知られていますが、ライスナー ノルドストローム ブラック ホールやシュワルツシルト ブラック ホールと同様、天体物理学ではほとんど関心がありません。非常に低い確率です。
…その他多数
理論的な観点から見ると、異なる特性を持つ他のタイプのブラック ホールが多数存在する可能性があります。たとえば、ライスナー・ノルドストロームブラックホールの類似物がありますが、電荷を磁荷、つまり磁気単極子によって生成されるものに置き換えたものですが、その存在は今日まで非常に仮説にとどまっています。同様に、ブラック ホールの概念を 3次元以上で構成される空間に一般化することができます。これにより、上記に示したブラック ホールとは異なる特性を持つタイプのブラック ホールを示すことが可能になります[ 9 ] 。
穴と黒…
ブラック ホールの存在は18世紀にはすでに考えられていました[ 10 ] 。これらの物体は密度が非常に高いため、脱出速度が光速を超えると予測されていました。つまり、光ですら重力に打ち勝つことができませんでした。そのような力 (これはニュートンの概念です) よりも、光が実際に無限の赤方偏移を経験すると言ったほうが正確です。この赤方偏移は重力に由来します。光はブラック ホールの潜在的な井戸から逃れようとして、そのエネルギーをすべて失います。したがって、この赤方偏移は、私たちが遠方の銀河で観察し、非常に深い潜在力の井戸を示さない空間の膨張から生じる宇宙の膨張による赤方偏移とは多少異なる性質を持っています。ブラックホールは光を発することができないため、この特徴から「黒い」という形容詞が生まれました。光に有効なものは物質にも有効です。ブラック ホールに捕らえられた粒子はそこから逃れることができないため、「ホール」という用語が非常に適切です。
事象の地平線
光や物質が逃げられない領域を区切る領域を「事象の地平線」といいます。私たちはブラック ホールの「表面」について話すことがありますが、この用語はやや誤った呼び名です (惑星や星の表面のような固体または気体の表面ではありません)。それは特別な特徴を示す領域ではありません。地平線を横切る観察者は、その瞬間に特別なことを何も感じないでしょう (以下を参照)。一方で、引き返そうとするともうこの地域からは逃れられないことに気づくだろう。それは一種のポイント・オブ・ノーリターンです。本質的に、これは海岸から遠ざかる水泳選手の状況に似た状況です。たとえば、水泳選手が 2 キロしか泳げない場合、海岸から 1キロ以上離れても何も感じません。一方で、振り返ってみると、岸に着くだけのエネルギーが足りないことに気づくでしょう。
一方、地平線近くにいる観測者は、自分とブラックホールから遠く離れた観測者では時間の経過が異なることに気づくでしょう。後者が一定の間隔（たとえば 1 秒）で光信号を送信すると、ブラック ホールに近い観測者はよりエネルギーの高い信号を受信します（光信号の周波数はより高くなります。これは、ブラック ホールが受けた青色へのシフトの結果です）光はブラック ホールに向かって落ちます)、2 つの連続する信号を隔てる時間間隔はより近くなります (したがって1 秒未満)。したがって、この観察者は、自分よりもブラックホールから遠く離れたところにいた同僚のほうが時間が経つのが速いという印象を持つことになる。逆に、ブラックホールから遠く離れたところにいる観察者は、同僚がますますゆっくりと進化するのを見ることになり、時間がよりゆっくりと過ぎていくような印象を与えます。
遠くの観察者がブラックホールに落ち込む物体を見ると、時間の遅れと赤方偏移という 2 つの現象が組み合わされます。物体が発する可能性のある信号は、ますます赤くなり、明るさがますます低下し (放出された光は、遠くの観測者に到達する前にますます多くのエネルギーを失います)、間隔がますます大きくなります。実際には、遠くの観測者が受け取る光子の数は、ゼロになるまで急速に減少します。この時点で、ブラック ホールに落ちた物体は見えなくなります。たとえ遠くの観察者が地平線の直前で止まっているのを見た印象を持った物体を取り戻すために地平線に近づこうとしても、それは見えないままである[ 11 ] 。
特異点に近づく観測者にとって、重要になるのは潮汐効果です。重力場の不均一性による物体 (たとえば、宇宙飛行士の身体) の変形を決定するこれらの効果は、ブラック ホールまたは特異点に近づきすぎる観察者によって必然的に感じられます。これらの潮汐効果が重要になる領域は、超大質量ブラック ホールの地平線内に完全に位置していますが、恒星ブラック ホールの場合は地平線の外側に顕著に侵入しています[ 12 ] 。したがって、恒星のブラックホールに近づく観測者は地平線を通過する前に細断されてしまうが、超大質量ブラックホールに近づく同じ観測者は何事もなく地平線を通過することになる。一方で、その後は潮の影響で破壊されることは避けられません。
特異点
ブラック ホールの中心には、重力場と空間の歪み (空間の曲率と言うよりむしろ空間の曲率と呼んでいます) が無限になる領域があります。この領域は重力特異点と呼ばれます。この領域の記述は、曲率が無限大になる領域を記述することができないため、一般相対性理論の観点からは微妙です。
さらに、一般相対性理論は、量子起源の重力効果を一般に組み込むことができない理論です。ただし、曲率が無限大に向かう傾向がある場合、それが必然的に量子の性質の影響を受けることを示すことができます。したがって、すべての量子効果を組み込んだ重力理論 (その後、量子重力について話します) のみが、重力特異点を正しく説明できます。
したがって、重力特異点の記述には現在問題があります[ 6 ] 。しかし、ブラックホールの中にある物質は外に出ることができないのと同じように、ブラックホールの中にある限り、ブラックホールの外側に影響を与えることはできません。したがって、重力特異点は神秘的ですが、私たちがそれを説明できないことは、すべての重力現象を説明する一般相対性理論の限界の存在の兆候であり、事象の地平線の私たちの側に位置する部分のブラックホールの説明を妨げるものではありません。 。
ブラックホールの形成
ブラック ホールの存在の可能性は、一般相対性理論の排他的な結果ではありません。他のほとんどすべての物理的に現実的な重力理論もブラック ホールの存在を認めています。一般相対性理論は、他のほとんどの重力理論と同様に、ブラック ホールが存在する可能性があるだけでなく、地球空間の領域に十分な物質が圧縮できる場所であればブラック ホールが形成されることも予測しています。たとえば、太陽を半径約 3 キロメートル (またはそのサイズの約 400 万分の 1) の球体に圧縮すると、ブラック ホールになります。地球が数立方センチメートルの体積に圧縮されると、それもブラックホールになります。
天体物理学にとって、ブラック ホールは重力崩壊の最終段階と考えることができます。コンパクトさの観点からブラックホール状態に先立つ物質の 2 つの段階は、たとえば白色矮星や中性子星によって到達される段階です。最初のケースでは、白色矮星を重力に対して平衡状態に保つのは電子縮退圧力です。 2 つ目では、核子の縮退圧力の問題ではなく、平衡を維持する強い相互作用の問題です[ 13 ] 。白色矮星の崩壊後にブラックホールが形成されることはありません。白色矮星は崩壊することによって核反応を開始し、それを構成する核子よりも重い核子を形成します[ 14 ] 。その際に生じるエネルギーの放出は、白色矮星を完全に転位させるのに十分であり、いわゆる熱核 (または Ia 型)超新星として爆発します。
ブラック ホールは、重力が圧力の影響を超えるほど大きくなったときに形成されます。これは、始祖天体が特定の臨界質量を超えたときに発生します。この場合、既知の力はバランスを維持できず、問題の物体は完全に崩壊します。実際には、いくつかのシナリオが考えられます。中性子星が臨界質量に達するまで別の星から物質を降着させるか、別の中性子星と合体するか（アプリオリな現象ははるかにまれです）、または大質量星の中心が直接崩壊します。ブラックホールへ[ 15 ] 。
中性子星よりもコンパクトな状態が存在するという仮説は 1980 年代に提案されました。これは、物体を構成するクォークの一部に歴史的理由から「ストレンジ・クォーク」と呼ばれる名前が付けられたため、ストレンジ星とも呼ばれるクォーク星のものであろう[ 16 ] 。このような星が間接的に検出される可能性を示す兆候は 1990 年代以来得られてきたが、この疑問は最終的には解決されなかった[ 17 ]が、この種の星がある質量を超えると最終的にブラックホールに崩壊するという事実は変わらない。質量制限の値が変わります。
2006 年には、ブラック ホールには質量に基づいて、恒星、超大質量、中間および原始ブラック ホール (またはマイクロ ブラック ホール) の 4 つの主要なクラスがあります。それぞれの種類のブラック ホールの存在、あるいはその量さえも、その形成の可能性に直接関係しています。
恒星ブラックホール
恒星ブラックホールの質量は太陽質量数倍です。これらは、大質量星の残骸（当初は太陽質量約 10 個分以上）の重力崩壊後に誕生します。実際、燃料不足により大質量星の中心部での熱核反応による燃焼が終わると、超新星が発生します。後者は、急速に崩壊し続ける心を残す可能性があります。
1939 年、ロバート オッペンハイマーは、この核の質量が一定の限界 (オッペンハイマー-ヴォルコフ限界と呼ばれ、太陽質量の約 3.3 倍に等しい) を超える場合、重力が他のすべての力よりも確実に優勢となり、ブラック ホールが形成されることを示しました。
ブラックホールに向かう崩壊は重力波を放出する可能性があり、近い将来、イタリアのカッシーナにある乙女座検出器やアメリカの2台のLIGO干渉計などの機器で検出されるはずです。恒星ブラックホールは今日 X 線連星やマイクロクエーサーで観察されており、特定の活動銀河核で観察されるようなジェットの出現の原因となることがあります。
超大質量ブラックホール
超大質量ブラックホールの質量は、太陽質量数百万から数十億の間です。それらは銀河の中心にあり、その存在によって時々ジェットや X 線の出現が引き起こされるため、単純な星の重ね合わせよりも明るい銀河の中心は活動銀河中心と呼ばれます。
私たちの銀河である天の川には、ブラック ホールの近くの星の非常に速い運動の観察によって実証されているように、そのようなブラック ホールが含まれています[ 18 ] 。特に、S2 という名前の星は、11 年以内に検出されずに、暗黒天体の周りを完全に回転している間に観察することができました。この星の楕円軌道により、この天体から 20 天文単位以内 (つまり、天王星と太陽の距離程度の距離) に到達し、その軌道の移動速度から質量を約 2.3 と推定することができます。周囲を周回する暗黒天体の太陽質量は 100 万個に達します。ブラック ホールのモデル以外に、このような小さな体積での物質の集中を説明できるモデルはありません[ 19 ] 。
チャンドラ望遠鏡により、銀河 NGC 6240 の中心で互いに周回する2 つの超大質量ブラック ホールを観察することも可能になりました。このような巨人の形成についてはまだ議論が続いているが、宇宙初期に非常に急速に形成されたと考える人もいる[ 20 ] 、 [ 21 ] 。
中間ブラックホール
中間ブラックホールは最近発見された天体で、太陽質量 100 ～ 10,000 倍の質量を持っています[ 22 ] 。 1970年代には、中質量ブラックホールが球状星団の中心部で形成されると考えられていたが、この仮説を裏付ける観測はなかった。 2000年代の観測により、超高輝度X線源（英語ではUltra-luminous X-ray Source 、またはULX ）の存在が示された[ 23 ] 。これらの発生源は、超大質量ブラックホールが発見される銀河の中心とは明らかに関連していません。さらに、観測されたX線の量は、エディントン限界（恒星ブラックホールの最大限界）に等しい速度で物質を降着させる、太陽質量20倍のブラックホールによって生成するには多すぎる。
原始ブラックホール
マイクロ ブラック ホールまたは量子ブラック ホールとも呼ばれる原始ブラック ホールは、サイズが非常に小さいと考えられます。それらは、宇宙初期の小さな過密度の重力崩壊に続いて、ビッグバン（そのため「原始」ブラックホールという名前が付けられています）の間に形成されたと考えられます。 1970 年代、物理学者のスティーブン ホーキング博士とバーナード カーは、初期宇宙におけるブラック ホールの形成メカニズムを研究しました。彼らは、星形成で想定されているものと比較して小さい、無数のミニブラックホールのアイデアを提唱しました。これらのブラック ホールの密度と質量分布は不明であり、基本的には宇宙初期に急速な膨張段階、つまり宇宙インフレーションがどのように起こるかによって決まります。これらの低質量ブラックホールが存在する場合、ガンマ線を放出し、INTEGRAL などの衛星によって検出される可能性があります。この放射線が検出されないことにより、これらのブラックホールの存在量と質量分布に上限を設けることが可能になります。
いくつかの高エネルギー物理モデルによれば、実験室[ 24 ]やスイスのジュネーブ近郊に設置された LHC のような粒子加速器で同様のミニ ブラック ホールを作成できる可能性があります。
ブラックホールの観測
私たちが多数の観測を行っているブラック ホールの 2 つのクラス (間接的ではありますが、ますます正確になっています。次の段落を参照) は、恒星ブラック ホールと超大質量ブラック ホールだけです。最も近い超大質量ブラック ホールは、約 8 キロパーセク離れた銀河の中心にあるブラック ホールです。
ブラックホールを検出する最初の方法の 1 つは、軌道パラメータから連星の 2 つの成分の質量を決定することです。このようにして、私たちは、非常に顕著な軌道運動（振幅数十km/s）をしているものの、伴星は見えない低質量星を観察することができました。このような質量を持つ通常の星は非常に簡単に見えるため、目に見えない大質量伴星は一般に中性子星またはブラックホールとして解釈できます。次に、伴星の質量 (または傾斜角が不明な場合は質量の関数) が、中性子星の最大限界 (太陽質量約 3.3 倍) と比較されます。この限界を超えると、その物体はブラックホールであると考えられます。それ以外の場合は、白色矮星である可能性があります。
また、特定の恒星ブラック ホールがガンマ線 (またはGRB 、ガンマ線バーストガンマ線) の間に現れると考えられます。実際、後者は超新星における大質量星（ウォルフ・ライエ星のような）の爆発によって形成され、場合によっては（コラプサーモデルで説明される）、ブラックホールが形成されるときにガンマ線のフラッシュが生成される。 。したがって、GRB [ 25 ] はブラック ホールの誕生の信号を表す可能性があります。より弱いブラックホール