今年のノーベル物理学賞は、天の川銀河の中心部に潜む巨大なブラック ホールの発見など、ブラック ホールの性質に関する先駆的な研究を称えます。
賞金の半分は、1960 年代にブラック ホールの形成と安定性に関する研究を行ったオックスフォード大学の数学者ロジャー ペンローズに贈られます。残りの半分は、マックス・プランク地球外物理学研究所のラインハルト・ゲンゼルとカリフォルニア大学ロサンゼルス校のアンドレア・ゲズという 2 人の天文学者によって共有されています。 1990 年代以来、彼らは天の川の中心にある星を追跡し、その軌道が超大質量ブラック ホール (SMBH) として知られているものによって曲がっていることを示したライバルの研究グループを率いていました。
ブラックホールの概念は、その重力が光を逃がすのを妨げるほど巨大な物体であり、数十年の間にバラバラになりました。アルバート アインシュタインは、1915 年に一般相対性理論である重力の理論を発表しました。重力は、質量とエネルギーが空間と時間の構造をゆがめ、自由落下する物体の軌道を太陽の周りの地球の楕円軌道のように湾曲させるときに発生すると述べています。 .わずか 1 年後、ドイツの物理学者カール シュヴァルツシルトは、点質量が作成する時空の穴の形状を解明し、それが事象の地平線を予測することを示しました。これは、光がまだ逃げることができる質量点の周りの球の端を示しています。
しかし、燃え尽きた星が実際に宇宙にこれらの奇妙な空隙をもたらす可能性があるという考え全体は、1939 年まで到着しませんでした。その時、物理学者 J. ロバート オッペンハイマーとジョージ ヴォルコフは、中性子星が大きくなりすぎた場合、それは崩壊するはずであると計算しました。自重を極限まで減らし、超強力な重力場だけを残します。彼らの研究は、天体物理学者による現在の恒星質量ブラック ホールの理解の前兆となりました。このブラック ホールは、十分に質量の大きい星が燃え尽きてコアが崩壊したときに形成されます。
オッペンハイマーと彼の同僚は、内破する星が事象の地平線を形成しなければならないことを証明しませんでした。何らかの形で物質が渦を巻く可能性があること、または死んだ星の重力場がそこに留まらない可能性があることは考えられました. 1960 年代にペンローズは、ブラック ホールの形成が本質的に不可避であり、より多くの質量をむさぼり食うにつれて成長し、破壊されないことを極度の数学的厳密さで示しました。フロリダ大学の一般相対性理論の専門家である Clifford Will は、次のように述べています。 「バラバラにはなりません。成長するだけです。」
ウィルは、この賞は、2018年に亡くなり、ペンローズが協力したスティーブン・ホーキングにとってある種の賞と見なすことができると示唆しています.実際、ペンローズの主要な予測は、いわゆるホーキング ペンローズの定理に組み込まれています。ペンローズは、ホーキングがブラックホールの周りの地平の形成に関する彼の考えを取り入れ、それを宇宙論と宇宙の誕生に適用したと述べています. 「彼らは明らかに私がしたことの進歩でした」とペンローズは言います.
要するに、ペンローズは、ブラック ホールが現実の安定した天体物理学上の物体であることを示唆する一般相対性理論を示したと、ウプサラ大学の理論物理学者でノーベル物理学委員会のメンバーであるウルフ ダニエルソンは述べています。 「ペンローズは理論的基礎を築いたので、『はい、これらのオブジェクトは存在します。外に出て探してみれば、それらを見つけることが期待できます』と言えます。」
ペンローズの進歩以来、天文学者たちはブラック ホールの豊富な証拠を発見してきました。彼らは目に見えない伴星を周回する恒星を発見し、過熱されたガスが熱く輝いて、推定上のブラックホールに消えていくのを見ることができました。重力波検出器は、このような恒星サイズのブラック ホールの決定的な要因を提供しましたが、銀河系の巨人ではありませんでした。
いて座 A* (Sgr A*) として知られる天の川の中心にあるものは、数百万の太陽質量の重さで、わずか 26,000 光年しか離れていません。しかし、黒色であることに加えて、非常に小さく、その事象の地平線は水星の軌道内に収まります。その上、銀河の中心はガスと塵によって詮索好きな望遠鏡から隠されています.
Ghez と Genzel のスパーリング チームは、観測技術を限界まで押し上げることで、非常に単純な研究を行いました。彼らは、単一の星がいて座 A* の近くを周回するときの進行をマッピングし、単純なニュートン力学を介して、周回していたものは巨大な質量を持たなければなりませんでした。ハーバード大学の理論天体物理学者であるセルマ・デ・ミンクは、「高校の物理学を使えば、私たちが見ることのできない超大質量がそこにあるに違いないことを理解するのに長い道のりを歩むことができます.」と述べています.
彼らの研究は、赤外線検出器によって可能になりました。約 2 マイクロメートルの波長がスイート スポットであることが判明しました。これらの赤外線光子はもやを透過でき、地球の大気の乱気流によってあまり乱されませんでした。赤外線の波長も、星の位置を比較的正確に特定するのに十分な短さでした。
1990 年代に、ゲンゼルとゲズのグループはどちらも、2 つのチームによって S2 または S0-2 として知られる単一の星に引っ掛かりました。これは、まだ検出されていない銀河の中心に最も近い星です。 「アンドレアとラインハルトは、この分野を動かし続けてきた伝説的な競争を何年にもわたって行ってきました」と、ラドバウド大学の天体物理学者ハイノ・ファルケは言います。 S2 の正確な修正を得るために、チームは利用可能な最大の望遠鏡を必要としていました:Genzel のケースではヨーロッパの超大型望遠鏡の 4 つの 8 m 望遠鏡と、Ghez の 2 つの 10 m Keck 望遠鏡です。
2002 年に、S2 の楕円軌道は、いて座 A* に最も近い点に到達したように見えました。距離は 200 億キロメートル (17 光時) 以内で、秒速 5000 キロメートル (光速の 3%) で移動しました。その後、チームは目に見えない物体について結論を出すのに十分な軌道を持っていました。彼らは、それが太陽の 400 万個分に相当する重さであり、濃縮された物体であるに違いないと計算しました。それはブラック ホールにすぎません。 「彼らは、ペンローズが理論で予測したこと、つまりブラック ホールが実際に存在することを観測によって証明しました」と、ケンブリッジ大学のゲリー ギルモアは述べています。
チームは、2008 年の最初の完全な軌道と 2018 年の 2 回目の接近まで、S2 を追跡し続けてきました。彼らは、これらのデータを使用して、一般相対性理論をこれまで以上に厳しいテストにかけました。 「彼らは超大質量ブラック ホールの基礎を築きました」とファルケは言います。
S2 の結果は良好でしたが、研究者は SMBH の存在についてさらに直接的な証拠を求めています。そして 2019 年、イベント ホライズン テレスコープ (EHT) は、天の川銀河に隣接する銀河の 1 つである M87 の中心にある、さらに大きな怪物の影を明らかにすることに成功しました。そのブラックホールには、数十億の太陽質量が含まれています。 EHT 共同研究は Sgr A* の画像化を試みましたが、これまでのところ決定的な結果を提示することはできませんでした。
Ghez は、ノーベル物理学賞を受賞した 4 人目の女性であり、過去 3 年間で 2 人目です。 「それは私にとって大きな意味があります」と de Mink は言います。近年、ノーベル科学賞は多様性に欠けていると批判されています。
55 歳の Ghez も比較的若い受賞者です。 89 歳のペンローズは、最年長の 1 人です。しかし、ペンローズは、賞品を受け取るまでに長い間待ったことを後悔していないと言います. 「あまりにも早くノーベル賞を受賞した人を何人か知っていますが、そのせいで科学が台無しになりました」と彼は言います。 「私はもう十分な年齢だと思います。」
