ブラックホール
ブラックホールとは、重力が非常に強く、光さえも逃すことができない空間の領域である。
こうした物体の存在は、1700年代末に初めて示唆されました。
このような天体の存在は、1700年代後半にはすでに示唆されていましたが、現代のブラックホールに対する考え方を基本的に発展させたのは、ドイツの天文学者であるカール・シュヴァルツシルト（1873-1916）でした。 シュヴァルツシルトは、アインシュタインの一般相対性理論を用いて、ある一点に圧縮された物質（現在では特異点と呼ばれている）は、球状の空間領域に囲まれ、そこからは何も逃げることができないことを発見したのである。
非回転ブラックホールでは、事象の地平線の半径はシュヴァルツシルト半径と呼ばれ、ブラックホールからの脱出速度が光速に等しくなる点を示します。 理論的には、どんな質量でも十分に圧縮されてブラックホールを形成することができる。 ただし、物理的な大きさがシュワルツシルト半径以下であることが条件である。
事象の地平線の内側には、ブラックホールの心臓部である特異点があります。
事象の地平線の内側には、ブラックホールの心臓部である特異点があり、事象の地平線の内側のすべてのものは、時空の曲率が無限になり、重力が無限に強くなるこの点に向かって不可逆的に引き寄せられるのです。 特異点付近の物理的状況は、物理法則を完全に崩壊させるという、天体物理学者にとって興味深いジレンマがある。 しかし、一般相対性理論には、孤立した特異点、つまり「裸の」特異点の存在を阻止するものはない。 このような物理法則の崩壊が実際に起こることを避けるために、宇宙検閲予想が提案された。
ブラックホールは、質量、回転、電荷という3つのパラメータだけで完全に特徴付けられます。
- 原始ブラックホールには、地球と同程度かそれ以下の質量があります。
- 恒星質量ブラックホールは、約4～100太陽質量の質量を持ち、大質量の星がその生涯の最後に核崩壊することによって形成されます。
- 102および105太陽質量の中間質量ブラックホールも存在する可能性があります。
- 102～105太陽質量の中質量ブラックホールも存在する可能性があります。最初の優れたIMBHは、S0銀河ESO243-49の中心付近で投影されたX線源HLX-1です。
あるいは、ブラックホールは、回転と電荷という 2 つの他の特性によって分類することができます。
- シュヴァルツシルト ブラックホールは、別称「静的ブラックホール」と呼ばれ、回転せず、電荷も持ちません。
- Kerr Black Hole は、より現実的なシナリオです。
- カー・ブラックホールはより現実的なシナリオで、電荷を持たず回転するブラック・ホールです。
古典的な一般相対性理論では、一度ブラックホールを作ると、そこから逃れることはできないので、永遠に続くとされています。 しかし、量子力学を考慮すると、すべてのブラックホールは、ホーキング放射をゆっくりと漏らしながら、いずれ蒸発することがわかります。 つまり、ブラックホールの寿命はその質量に依存し、小さなブラックホールは大きなブラックホールよりも早く蒸発するのです。 例えば、太陽系1個分の質量しかないブラックホールは蒸発するのに1067年かかるが（現在の宇宙年齢よりはるかに長い）、1011kgしかないブラックホールは30億年以内に蒸発する。
Credit: ESO
もちろん、ブラックホールの観測的証拠は、簡単に得られるものではありません。 放射線はブラックホールの極端な重力から逃れることができないため、私たちはそれを直接検出することができません。 その代わりに、X線放射やジェットなどの高エネルギー現象や、隠れた質量を周回する近傍天体の運動を観測して、その存在を推測するのです。 さらに、質量の小さい中性子星やパルサーなどでも同様の現象が観測されることがあり、複雑な様相を呈している。 そのため、ブラックホールと断定するには、その天体の質量や大きさを推定する必要があります。
ブラックホールと確定されるのは、これほど巨大でコンパクトな天体や天体群が他に存在しない場合です。