ブラックホールとは｜定義・構造・ホーキング放射・観測方法をわかりやすく解説

歴史

1783年、ジョン・ミシェルというイギリスの聖職者が、何かがとても重く、その重力から逃れるためには、光速で行かなければならないかもしれないと書きました。重力は、何かが大きくなったり、重くなったりすればするほど強くなります。ロケットのような小さなものが、地球のような大きなものから逃げるためには、人間の重力から逃れなければなりません。地球の重力から逃れるために上に向かって移動しなければならない速度を脱出速度といいます。大きな惑星（木星のようなもの）や星は、地球よりも質量があり、重力が強い。そのため、脱出速度は地球よりもはるかに速い。ジョン・ミシェルは、何かが大きくなると脱出速度が光の速度よりも速くなるので、光でも脱出できないと考えました。1796年、ピエール＝シモン・ラプラスは、彼の著書『Exposition du système du Monde』の第1版と第2版で同じ考えを広めた（後の版からは削除されている）。

ミシェルが正しいかもしれないと考える科学者もいれば、光には質量がなく、重力に引っ張られることはないと考える科学者もいました。彼の理論は忘れ去られてしまった。

1916年、アルバート・アインシュタインは一般相対性理論と呼ばれる重力の説明を書いた。

• 質量は空間（と時空）を曲げる、あるいはカーブさせる。移動するものは、空間のカーブに沿って「落下」したり、カーブに沿って移動したりします。これを重力と呼んでいます。
• 光は常に同じ速度で移動しており、重力の影響を受けています。もし、光が速度を変えているように見えるなら、それは時空のカーブに沿って移動していることになります。

数ヶ月後、第一次世界大戦に従軍していたドイツの物理学者カール・シュヴァルツシルトは、アインシュタインの方程式を使ってブラックホールが存在することを示しました。1930年には、スブラマニャン・チャンドラセカールが、太陽より重い星は、水素や他の核燃料が尽きると崩壊することを予測した。1939年、ロバート・オッペンハイマーとH・スナイダーは、ブラックホールを形成するためには、太陽の少なくとも3倍の質量を持つ星でなければならないと計算した。1967年、ジョン・ウィーラーが初めて「ブラックホール」という名前を発明しました。それ以前は「暗黒星」と呼ばれていた。

1970年、スティーブン・ホーキング博士とロジャー・ペンローズは、ブラックホールが存在するに違いないことを示しました。ブラックホールは目に見えない（見ることができない）が、ブラックホールに落ちている物質の中には非常に明るいものもある。

ブラックホールの形成

重力崩壊

巨大な（高質量の）星の重力崩壊は、「恒星質量」ブラックホールを引き起こす。宇宙初期の星形成は、非常に質量の大きな星を生み出した可能性があり、その星が重力崩壊すると、最大¹⁰³太陽質量のブラックホールが発生すると考えられています。これらのブラックホールは、ほとんどの銀河の中心部にある超巨大ブラックホールの種である可能性があります。

重力崩壊で放出されるエネルギーのほとんどは、非常に速く放出される。遠くの観測者は、重力の時間拡張のために、落下する物質が遅くなり、事象の地平線のすぐ上で止まっているのを見る。イベントの地平線の直前に放出された光は、無限の時間を遅らせています。そのため、観察者は事象の地平線が形成されるのを見ることはありません。その代わりに、崩壊する物質は、薄暗くなり、ますます赤方にシフトし、最終的にはフェードアウトしていくように見えます。

超巨大ブラックホール

また、ブラックホールは、既知の宇宙のほぼすべての銀河の真ん中にも発見されています。これらは超巨大ブラックホール(SBH)と呼ばれ、最も大きなブラックホールです。これらは宇宙が非常に若かった頃に形成されたもので、すべての銀河の形成にも貢献しています。

クエーサーは、遠い銀河の中心部にあるSBHに物質を集めて重力によって動力を得ていると考えられています。クェーサーの中心にあるSBHでは光は逃げられないので、逃げたエネルギーは重力ストレスと、入ってきた物質への巨大な摩擦によって事象の地平線の外に作られます。

クェーサーの中心質量は¹⁰⁶〜¹⁰⁹太陽質量であることがわかっています。近くにある数十個の大きな銀河では、クェーサー核の兆候がないが、その核には同じような中心ブラックホールが存在している。そのため、すべての銀河にはブラックホールが存在していると考えられていますが、そのうちのごく一部の銀河にはブラックホールが存在していると考えられており、クェーサーとして見られています。

光への影響

ブラックホールの中心には、特異点と呼ばれる重力の中心があります。特異点は、重力によって光が逃げないようになっているので、中を見ることはできません。その小さな特異点の周りには、通常なら通り過ぎるはずの光も吸い込まれてしまうような広い領域があります。この領域の端を事象の地平線と呼びます。その先にあるのがブラックホールです。ブラックホールの重力は遠くなるほど弱くなります。イベント・ホライズンとは、中央から最も離れた場所で、まだ光を閉じ込めるのに十分に強い重力がある場所のことです。

イベントの地平線の外では、光と物質はまだブラックホールに向かって引っ張られる。ブラックホールが物質に囲まれている場合、物質はブラックホールの周りに「降着円盤」（降着は「集まる」という意味）を形成します。降着円盤は、土星の輪のような形をしています。吸い込まれると、物質は非常に高温になり、X線を宇宙空間に放出します。これは、ブラックホールが落下する前に、水がホールの周りを回転していると考えてください。

ほとんどのブラックホールは遠すぎて、降着円盤やジェットを見ることができません。ブラックホールが存在することを知る唯一の方法は、ブラックホールの周りで星やガス、光がどのように振る舞っているかを見ることです。ブラックホールが近くにあると、星ほどの大きさのものでも、ブラックホールがない場合とは違った動きをします。

私たちはブラックホールを見ることができないので、ブラックホールは他の方法で検出する必要があります。ブラックホールが私たちと光源の間を通過すると、光がブラックホールの周りで曲がり、鏡像を作ります。これを重力レンズ効果といいます。

ホーキング放射

ホーキング放射とは、事象の地平線付近での量子効果により、ブラックホールから放射される黒体放射のことである。1974年にその存在を理論的に主張した物理学者スティーブン・ホーキングにちなんで命名された。

ホーキング放射はブラックホールの質量とエネルギーを減少させるため、ブラックホール蒸発とも呼ばれています。これは、仮想的な粒子と反粒子のペアのために起こる。量子ゆらぎのため、これは粒子の一方が落ちて、他方がエネルギー/質量で逃げてしまうことで起こる。このため、他の手段で得た質量よりも多くの質量を失うブラックホールは縮小し、最終的には消滅すると予想されています。マイクロブラックホール（MBH）は、より大きなブラックホールよりも放射線の正味放出量が大きいと予測されており、収縮してより早く散逸するはずです。