導入
超大質量ブラック ホールは、天体物理学において、質量がおよそ 100万から 10億太陽質量のブラック ホールです。これは、(まだ仮説上の)原始ブラック ホール、恒星ブラック ホール、および中間ブラック ホールよりもはるかに前の、最も質量のあるタイプのブラック ホールです。
銀河の中心にある超大質量ブラックホール
今日、数多くの観測により、ほぼすべての大きな銀河の中心に超大質量ブラックホールがあることが示されています。これは、私たちの銀河系、天の川銀河の例です。私たちの銀河にこのようなブラックホールが存在することを示す最も重要な観測は、射手座A*と呼ばれる領域にある、銀河の中心に最も近い星の軌道運動の観測である。軌道を追跡することで、中心ブラックホールの質量を直接測定することが可能になりました: 260万±20万太陽質量。 2002 年、天文学者たちはいて座 A* の星 S2 を追跡し、それが中心のブラック ホールから17 光時間もの距離に近づいていることを示すことができました。
トレーニング
超大質量ブラックホールの形成は、ウォルフ・ライエ星のような大質量星によって生成される超新星爆発中の恒星ブラックホールの形成と比較されるように、確かに大きな時間スケールで起こるため、依然として強く議論されている。 。
超大質量ブラックホールの形成に関する最も単純な仮説は、明らかに恒星ブラックホールから始まり、その後数十億年にわたって物質が蓄積するというものだ。しかし、この仮説には多くの欠陥があり、ブラック ホールに継続的にエネルギーを供給するには非常に高密度の星が必要であることが挙げられます。しかし何よりも、観測により、非常に大きな赤方偏移、つまり宇宙の進化の始まりに超大質量ブラックホールが存在することが示されました。したがって、これらのブラックホールは、星の単なる降着によって形成される時間がありませんでした。このようなブラックホールの形成は、実際には宇宙の寿命の初期に非常に急速である可能性があります。
チャンドラ衛星はまた、銀河NGC 6240の中心にある 2 つの超大質量ブラック ホールが互いに周回する軌道を観測することを可能にしました。
プロパティ
恒星のブラック ホールと比較すると、超大質量ブラック ホールの平均密度は実際には非常に低い場合があります (場合によっては水の平均密度よりも低いこともあります)。これは、ブラック ホールのシュワルツシルト半径が質量と相関して増加し、密度が質量の二乗に応じて減少するという事実によって説明されます。ブラック ホールが大きくなるほど、たとえその値が大きくても平均密度は低下します。質量は際限なく増大します。もう 1 つの注目すべき事実は、中心重力特異点が非常に遠いため、超大質量ブラック ホールの事象の地平線付近では潮汐力が無視できるということです。つまり、超大質量ブラックホールに近づく探査者は、地平線を横切るときに特に何も感じないことになる。
