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ブラックホール (Black hole) は、重力が強く、光さえも抜け出せない時空の領域のことを指し、その中心に特異点が存在する。大質量の恒星が超新星爆発した後、自己重力によって極限まで収縮することによって生成したり、巨大なガス雲が収縮することで生成すると考えられている。ブラックホールの境界は、事象の地平面 (event horizon) と呼ばれる。一般相対性理論では、厳密にはブラックホールは、『時空の他の領域と将来的に因果関係を持ち得ない領域』として定義される。

21世紀初頭現在、ブラックホール自体を直接観測することはまだ成功していないが、周囲の物質の運動やブラックホールに吸い込まれていく物質が出すX線や宇宙ジェットから、その存在が信じられている。銀河の中心には、太陽質量の$10^6$〜$10^$倍程度の巨大ブラックホール (超大質量ブラックホール、super-massive black hole) が存在すると考えられており、超新星爆発後は、太陽質量の10倍〜50倍のブラックホールが形成すると考えられている。最近、両者の中間の領域(太陽質量の$10^3$程度)のブラックホールの存在をうかがわせる観測結果も報告されており、中間質量ブラックホール (intermediate mass black hole; IMBH) と呼ばれている。

数式上は、すべての物質を呑み込むブラックホール解と相反するものとしてホワイトホール (white hole) 解が存在する。

◆ 概説

ブラックホールの周囲には非常に強い重力場が作られるため、ある半径より内側では脱出速度が光速を超え、光ですら外に出てくることが出来ない。この半径をシュヴァルツシルト半径と呼び、この半径を持つ球面を事象の地平面(シュヴァルツシルト面)と呼ぶ。また、この天体を「ブラックホール」(黒い穴)と命名したのはアメリカの物理学者ホイーラーである。ブラックホールそれ自体は不可視だが、ブラックホールが物質を吸い込む際に降着円盤を形成するので、そこから放出するX線やガンマ線、宇宙ジェットなどによって観測が可能である。

ブラックホールは単に元の星の構成物質がシュヴァルツシルト半径よりも小さく圧縮されてしまった状態の天体であり、事象の地平面の位置に何か構造があるわけではない。よってブラックホールに向かって落下する物体は事象の地平面を超えてそのまま中へ落ちて行く。実際には、有限な大きさを持つ物体は強力な潮汐力を受けるため、事象の地平面に到達する前に素粒子レベルで破壊されてしまうと考えられる地平面での潮汐力はブラックホールの質量による。銀河中心のブラックホールのような巨大なものの場合、潮汐力は意外に弱い。人間サイズの観測者が地平面を横切っても素粒子レベルで破壊されるようなことは起きない。。一方、ブラックホールから離れた位置の観測者から見ると、物体が事象の地平面に近づくにつれて、相対論的効果によって物体の時間の進み方が遅れるように見える。よってこの観測者からは、ブラックホールに落ちていく物体は最終的に事象の地平面の位置で永久に停止するように見える。同時に、物体から出た光は赤方偏移を受けるため、物体は落ちていくにつれて次第に赤くなり、やがて可視光から赤外線、電波へと移り変わって、事象の地平面に達した段階で完全に見えなくなる。

ブラックホールの中心には、密度、重力が無限大である特異点がある。そこでは時空の性質を記述するアインシュタインの一般相対性理論が成り立たないため、特異点の性質その他を従来の物理学を用いて議論することはできない。

◇ 理論史

ブラックホールの理論的可能性については、ニュートン力学の時代に先駆的な着想があった。1796年にフランスの政治家・数学者ラプラスは、アイザック・ニュートンの万有引力の理論を極限まで推し進めて、「物質が十分に集積すれば、その重力は光の速度でも抜け出せないほどになるに違いない」と予測した。また1784年にイギリスのジョン・ミッチェルも同様の論文を発表している。

現代的なブラックホール理論は、アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論が発表された直後の1916年に、理論の骨子であるアインシュタイン方程式をカール・シュヴァルツシルトが特殊解として導いたことから始まった。シュヴァルツシルト解は、時空が球対称で自転せず、さらに真空であるという最も単純な仮定で一般相対性理論の厳密解を導くことで得られた。シュヴァルツシルト解には、原点の特異性と、シュヴァルツシルト半径における特異性がある。座標の取り方で後者の特異性は除去されることが後に分かったが、原点の特異点は物理的に残される。これがブラックホールであると認識されるようになったのは、1960年代のことである。

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