ブラックホールは、驚くほど小さな空間に膨大な量の質量を詰め込んだ宇宙体です。それらの非常に強い重力のために、宇宙の速度制限を定義する光でさえも、彼らの手から逃れることはできません。
2019 年 4 月 10 日、イベント ホライズン テレスコープのチームが超大質量ブラック ホールの最初の画像を明らかにしたとき、科学の歴史に画期的な出来事がありました。その結果、星が核燃料の燃焼の終わりに達し、崩壊して大規模な重力井戸を形成したときに作成されたこれらの空間領域は、理論から現実への移行を完了しました。
この移行は、銀河メシエ 87 (M87) の中心にある超大質量ブラック ホール (SMBH) の 2 番目のより鮮明な画像が明らかにされて以来、さらに固まっています。この 2 番目の画像は、地球を取り囲み、何光年にもわたって広がる強力なジェットを駆動する磁場の方向などの詳細を明らかにしています。
しかし、ブラック ホールの研究は、これらの時空イベントとそれらが存在する環境についてよりも多くのことを教えてくれる可能性があります。宇宙学者は、ほとんどの銀河の中心に SMBH があり、宇宙網の中心に潜んでいる太ったクモのように貪欲に物質を消費していると信じているため、これらの時空イベントについてさらに学ぶことで、銀河自体がどのように進化するかを知ることもできます。
ブラック ホールの起源は、ほとんどの天体とは逆方向に走っているものです。
むしろ、ブラック ホールは、新たに理論化されたものを連想させる方法で科学用語集に登場しました。素粒子物理学における粒子;複雑な数学の解法から最初に出てきます。ブラック ホールの場合、アインシュタインが最も重要で革命的な理論で採用した場の方程式の解。
物理的なブラック ホールが星の崩壊から形成されるように、ブラック ホールの理論は、重力の幾何学的理論を支配する場の方程式の比喩的な崩壊から生まれました。一般相対性理論としてよく知られています。
ブラック ホールに関する最も一般的な誤解の 1 つは、ブラック ホールの本質的な独自性と、宇宙にそのようなものは他にないという事実から生じています。
目次
- 1 歪んだもの:ブラック ホールとその時空への影響
- 2 事象の地平線と中央特異点
- 3 ブラックホールの作り方
- 4 重力崩壊を制限する
- 5 4種類のブラックホール
- 6 カー ブラック ホールの構造
- スパゲッティ化による7死
- 8 学ぶべきことはまだたくさんあります…
- 9 つの情報源と参考資料
That's Warped:ブラック ホールとその時空への影響
一般相対性理論は、質量が時空に影響を与えるという考えを導入しました。これは、空間と時間が宇宙の出来事が展開する受動的な段階ではないという考えの基本的な概念です。代わりに、それらのイベントがその段階を形成します。ジョン・ウィーラーが見事にそして簡単に私たちに言ったように。一般相対性理論に関しては:
最も一般的な例えは、この空間のゆがみは、引き伸ばされたゴム シートにオブジェクトを配置することです。オブジェクトが大きいほど、「へこみ」が深くなり、それが作成する曲率がより極端になります。私たちの類推では、惑星はビー玉、星はリンゴ、ブラック ホールは砲弾です。
したがって、これを考えると、ブラックホールは実際には「物体」ではなく、実際には時空イベントとしてより適切に説明されます.私たちが「ブラックホール」と言うとき、私たちが本当に意味するのは、有限点に凝縮された膨大な量の質量によって非常に「ゆがめられた」空間領域であり、光自体でさえそれを逃れるのに必要な速度を持っていません.
光が逃げられなくなるこの点は、ブラック ホールを定義する 2 つの特異点の最初の点であり、一般相対性理論の方程式の解が無限大になる点です。
事象の地平線と中央特異点
ブラック ホールの事象の地平線は、その脱出速度が真空中の光速 (c) を超える点です。 ）。これは、シュヴァルツシルト半径と呼ばれる半径で発生します。これは、第一次世界大戦で東部戦線に勤務している間にアインシュタインの場の方程式の解を開発した天体物理学者カール・シュヴァルツシルトにちなんで名付けられました。
アインシュタインの場の方程式に対する彼の解は、当然のことながらシュヴァルツシルトの解として知られるようになり、空間の空の領域の時空幾何学を記述しました。それには 2 つの興味深い特徴がありました — 2 つの特異点 — 1 つは座標特異点、もう 1 つは重力特異点です。どちらもブラック ホールの研究において重要な役割を果たします。
座標特異点、またはシュヴァルツチャイルド半径を最初に処理します。
シュヴァルツチャイルド半径 (Rs) また、物体の半径がこのシュヴァルツシルト半径内で縮小する場合 (つまり、Rs>r ）。物体の半径がこの制限内で縮小すると、ブラック ホールになります。
すべての天体にはシュヴァルツシルト半径がありますが、地球のような天体の以下の計算からわかるように、Rs その半径内に収まります。
それがブラック ホールを独特なものにしている理由の一部です。質量が非常に小さな空間に圧縮されているため、シュワルツチャイルド半径は物理的半径の外にあります。
事象の地平線の外縁は、光が逃げることができる最後の点だからですまた、遠くの観測者がイベントを見ることができる最後のポイントでもあります。この時点以降は観測できません。
シュヴァルツシルト半径が「座標特異点」と呼ばれる理由は、座標系をうまく選択することで除去できるからです。第二特異点は、この方法では対処できません。これにより、ブラック ホール自体の「真の」物理的特異点になります。
これは重力特異点として知られており、ブラック ホールの中心 (r =0)。これは、ブラック ホールに落ちるすべての粒子の終点です。それはまた、アインシュタインの場の方程式が崩壊するポイントでもあります...おそらく物理学のすべての法則そのものでさえも.
事象の地平線の脱出速度が光速を超えるという事実は、物理信号が中央特異点から遠く離れた観測者に情報を伝えることができないことを意味します。私たちはブラック ホールのこの側面から永遠に封鎖されているため、ブラック ホールは理論の領域に永遠にとどまります。
ブラック ホールの作り方
地球の質量を持つ物体がブラック ホールになるには、その直径が 2 cm 未満に縮小する必要があることは既に説明しました。これは明らかに不可能なことです。実際、私たちの太陽でさえ、ブラックホールとしての寿命を終えるのに十分な質量を持っていません.太陽の約 3 倍の質量を持つ星だけが、このようにその生涯を終えるのに十分な質量を持っています。
しかし、なぜそうなるのでしょうか?
天体がブラック ホールになるためには、一連の限界を超えなければならないことを知っても驚くことはありません。これらの制限は、重力崩壊につながる内向きの力に抵抗する外向きの力によって作成されます。
質量が比較的小さい惑星やその他の天体の場合、原子間の電磁反発力は、完全な重力崩壊に対する安定性を与えるのに十分強力です。大きな星の場合、状況は異なります。
星の主なライフ サイクル (水素原子がヘリウム原子に融合する期間) の間、重力崩壊に対する主な保護は、これらの核プロセスによって生成される外向きの熱圧と放射圧です。これは、星の水素燃料が使い果たされ、内圧に抵抗できなくなったときに、重力崩壊の最初の波が発生することを意味します。
星が十分な質量を持っている場合、この崩壊は核内の原子を強制的に集めて核融合を再点火させ、ヘリウム原子が融合してより重い元素を生成します。このヘリウムが使い果たされると、このプロセスが再び発生し、より重い元素の核融合を引き起こすのに十分な圧力がまだある場合、崩壊は再び失速します。
太陽のような星は最終的に、その質量がますます重くなる元素の核燃焼を開始するのに十分ではなくなるポイントに到達します。しかし、完全な崩壊を防ぐ外向きの力を生成しているのが核融合ではない場合、これらの低質量星がブラック ホールになるのを妨げているのは何でしょうか?
重力崩壊に制限をかける
太陽のような低質量の星は、ブラック ホールが形成されて手の届かないところにある白色矮星として一生を終えます。これらの白色矮星を完全な崩壊から保護するメカニズムは、 と呼ばれる量子力学的現象です。 縮退。
この「縮退圧力」 は、電子、陽子、中性子を含むフェルミオンとして知られる特定の粒子が同じ「量子状態」を占有することを禁じられていると述べているパウリの排他原理の要因です。 br />
この理論とそれが導入した限界により、インド系アメリカ人の天体物理学者スブラマニアン チャンドラセカールは、重力崩壊に対するこの保護が機能しなくなる上限があるかどうかを疑問視しました。
恒星の進化に関する研究で 1983 年にノーベル物理学賞を受賞した Chandrasekhar は、1931 年に、質量が 1.4 太陽質量を超えると、白色矮星は縮退圧力による重力崩壊から保護されなくなると提案しました。チャンドラセカール限界と呼ばれるこの限界を超えると、重力がパウリの排他原理を圧倒し、重力崩壊が続く可能性があります。
しかし、これほど大きな質量の星でもブラック ホールを作成できない別の制限があります。
1932 年の中性子の発見のおかげで —「原子核の陽子の中立パートナー」— ロシアの理論物理学者レフ・ランダウは、中性子星の存在の可能性について熟考し始めました。これらの星の外側部分には中性子が豊富な原子核が含まれ、内側部分は主に中性子で構成される「量子流体」から形成されます
これらの中性子星はまた、この中性子流体によって提供される縮退圧力によって重力崩壊から保護されます。これに加えて、電子と比較して中性子の質量が大きいため、中性子星は崩壊する前により大きな密度に達することができます。
1939 年までに、ロバート オッペンハイマーは、中性子星の質量限界が太陽の質量の約 3 倍になると計算しました。
これを概観すると、太陽の質量を持つ白色矮星は、私たちの星の体積の 100 万分の 1 になると予想されます。同様の質量の中性子星の半径は約 20 km になりますが、これは大まかに都市の大きさに相当します。
Oppenheimer-Volkoff 限界を超えると、重力崩壊が再び始まります。今回は、この崩壊と、物質が存在できる可能な限り高密度の状態の作成との間に制限はありません。ブラック ホールの中心特異点で見つかった状態。
ブラック ホールの作成と、そのような時空の領域の形成を妨げるハードルについて説明しましたが、理論はまだブラック ホールを実際の観測に引き渡す準備が整っていません。一般相対性理論の場の方程式は、ブラック ホールの分類にも役立ちます。
4 種類のブラック ホール
ブラック ホールの分類は、独立した性質がほとんどないため、実際にはかなり簡単です。ジョン・ウィーラーは、この特徴の欠如をカラフルな方法で説明しました。物理学者はかつて、ブラック ホールには「毛がない」とコメントしました。このコメントは、ブラック ホールの無毛定理として不滅のものとなりました。
ブラック ホールには、質量、角運動量、電荷の 3 つの独立した測定可能な特性しかありません。すべてのブラック ホールには質量がなければならないため、これらの性質に基づいて 4 つの異なるタイプのブラック ホールしか存在しないことを意味します。それぞれは、それを説明するために使用されるメトリックまたは機能によって定義されます。
これは、以下に示すように、ブラック ホールが所有する特性によって非常に簡単に分類できることを意味します。
ただし、これはブラック ホールを分類する最も一般的または最適な方法ではありません。質量はすべてのブラック ホールに共通する唯一の特性であるため、それらをリストする最も簡単で自然な方法は、それらの質量によるものです。これらの質量カテゴリは不完全に定義されており、これまでのところ、いくつかのカテゴリのブラック ホール (特に中間のブラック ホール) は検出されていません。
宇宙論者は、ブラック ホールの大部分は回転している非帯電のカー ブラック ホールであると考えています。そして、これらの時空イベントの研究は、それらの力と時空への影響を完全に実証する現象を明らかにします.
カー ブラック ホールの構造
電荷を持たない回転ブラック ホールを記述するために使用されるカー計量の数学は、ブラック ホールが回転すると、それらを取り囲む時空構造そのものが回転方向に引きずられることを明らかにしています。
この強力な現象は、「フレーム ドラッグ」またはレンズ ティリング効果として知られており、カー ブラック ホールを取り巻く激しい攪拌環境につながります。最近の研究では、このフレームの引きずりが磁力線の切断と再接続の原因となり、強力な天体物理ジェットを宇宙に発射する可能性があることが明らかになりました.
カー ブラック ホールの静的限界にも、興味深い物理的重要性があります。これは、光、またはさらに言えば粒子が、もはやどの方向にも自由に移動できなくなるポイントです。事象の地平線のように光を閉じ込める表面ではありませんが、静的限界はブラック ホールの回転方向に光を引き寄せます。このように、光は依然として静的制限を回避できますが、特定の方向にのみです。
英国の理論物理学者で 2020 年のノーベル賞受賞者であるロジャー ペンローズ卿も、静的限界が、ブラック ホールが周囲の宇宙にエネルギーを「漏出」させるプロセスの原因である可能性があることを示唆しました。粒子が静的限界の端で粒子とそれに対応する反粒子に崩壊する場合、後者はブラック ホールに落ち、反対側の粒子は周囲の宇宙に放出される可能性があります。
これにより、ブラック ホールの質量が減少する一方で、より広い宇宙の質量が増加します。
ブラック ホールの端で光に何が起こるかを見て、カー ブラック ホールの静的な限界内に収まる粒子の運命を調査しましたが、そのような時空イベントの端に近づきすぎた宇宙飛行士に何が起こるでしょうか。 ?
スパゲッティ化による死
もちろん、ブラック ホールに落ちた宇宙飛行士は、その中心重力特異点に到達すると完全に押しつぶされますが、この地点に到達する前であっても、旅は破滅をもたらす可能性があります。これは、ブラック ホールの巨大な重力の影響によって生成された潮汐力のおかげです。
宇宙飛行士の重心がブラック ホールに向かって落ちると、その周囲の時空に対する物体の影響により、頭と足が大幅に異なる時間に到達します。宇宙飛行士の頭と足の重力の違いは、宇宙飛行士の体が同時に側面で圧縮され、伸ばされることを意味する非常に大きな潮汐力を引き起こします。
物理学者は、このプロセスをスパゲッティ化と呼んでいます。かなり恐ろしい死に方の機知に富んだ名前。幸いなことに、この奇妙な死によって宇宙飛行士を失ったことはまだありませんが、天文学者は星が同じ運命をたどるのを見ることができました。
恒星質量のブラック ホールの場合、宇宙飛行士が中心特異点に到達する直前だけでなく、事象の地平線に到達するかなり前にスパゲッティ化が発生します。太陽の質量の 40 倍のブラック ホールの場合、スパゲッティ化は事象の地平線から約 1,000 km 離れた場所で発生します。これは、それ自体が中心重力特異点から 120 km 離れた場所にあります。
Oppenheimer-Volkoff 限界を開発するだけでなく、Oppenheimer は一般相対性理論を使用して、完全な重力崩壊が遠くの観測者にどのように見えるかを説明しました。彼らは、星の表面がシュヴァルツシルト半径に向かって収縮するにつれて、崩壊には無限に長い時間がかかると考え、そのプロセスは遅くなり、凍結するように見える.
ブラック ホールに落ちた宇宙飛行士は、遠くにいる観測者と同じように不死化されますが、宇宙飛行士自身はスパゲッティ化を生き延びた可能性がありますが、何も気付かないでしょう。 ルピーの通過 後戻りできない点を示しているにもかかわらず、彼らにとって転落の自然な部分に見えるでしょう.
学ぶべきことがたくさんあります…
20 世紀の初期段階で一般相対性理論の数学から出現した後、ブラック ホールは理論的好奇心から科学的現実の地位へと発展しました。その過程で、彼らは私たちの文化と語彙に消えないように働きかけました.
おそらく、ブラック ホールについて最もエキサイティングなことは、ブラック ホールについてまだわかっていないことがたくさんあるということです。その顕著な例として、上に挙げたほとんどすべての情報は、アインシュタインの場の方程式の理論と数学の調査から得られたものです.銀河が進化し、宇宙自体が初期の時代からどのように変化したか。
情報源と参考文献
相対性理論、重力、宇宙論, ロバート J. ランボーン、ケンブリッジ プレス 、[2010].
Relativity, Gravitation and Cosmology:A basic Introduction, Ta-Pei Cheng, Oxford University Press 、[2005].
極限環境天体物理学, Ulrich Kolb、Cambridge Press 、[2010].
恒星の進化と核合成, Sean G. Ryan、Andrew J. Norton、Cambridge Press 、[2010].
宇宙論, Matts Roos、Wiley Publishing 、[2003].
