さりげなくM87として知られている銀河は、あまり似ていません。美しい渦巻銀河 (天の川を含む) とは異なり、M87 は望遠鏡を通してオレンジ色がかった星の塊のように見えます。その唯一の顕著な特徴は、銀河の中心から発するガスの長いストリーマーです。
しかし、そのジェットの発生源は平凡ではありません。66 billion のブラック ホールです。 太陽の質量の倍。これほど巨大な天体は他に知られていません。このブラック ホールは、単独で星団全体や小さな銀河よりも重いのです。天の川の中心にあるものなど、他の巨大なブラック ホールと比較しても、M87 の怪物は計り知れません。
しかし、これらのブラック ホールはどのように巨大化したのでしょうか。簡単な答え:大きな銀河が衝突と合体によって成長したのと同じように (Steve Nadis の最近の Nautilus で説明されているように) より小さなブラック ホールのペアが合体すると、最大のブラック ホールが形成されます。ストーリーをより詳細に把握しようとすると、理論的限界と観測的限界の両方が押し上げられます。衝突するブラック ホールを理解するには、複雑なコンピューター シミュレーションと検出するための高度なマシンが必要です。ブラック ホールの合体を研究することは、途方もなく強い重力の影響を理解するための最良の方法であり、まったく新しい現象を明らかにする可能性があります。
ブラック ホールは、ホスト銀河と密接な関係があるようであり、共有された進化の歴史を暗示しています。たとえば、ブラック ホールのサイズは、その銀河の中心領域のサイズを反映しているようです。天文学者は、「超大質量」ブラック ホール (太陽の数百万倍または数十億倍の質量を持つもの) が小さな銀河にあるとは考えていません (ただし、少なくとも 1 つは未知の理由で規則に違反しているように見えます)。 /P>
最大の銀河は小さな銀河同士の合体から形成されたので、研究者は同じことが中心のブラック ホールにも当てはまるのではないかと考えています。 NGC 6240 などの最近の衝突の兆候を示す銀河には、2 つの明らかな超大質量ブラック ホールが存在することもあり、この考えを支持しています。しかし、2 つのブラック ホールを 1 つに変えるプロセスには何千年もかかり、人間が天文学に従事してきたよりもはるかに長い時間がかかります。したがって、ブラック ホールの近接遭遇を理解するために現在必要な唯一の方法は、理論を使用することです。
理論モデルは、銀河の合体の間、ブラック ホールが相互の軌道に落ち、広い距離から始まり、徐々に互いに向かって螺旋状になることを示しています。一般相対性理論は、2 つのブラック ホールが近づくにつれて重力放射の形でエネルギーを放射し、最終的に合体することを予測しています。
急速に変化する電流が電波の形で電磁放射を生成するのと同じように、質量の運動は重力放射を生成する可能性があります。ただし、重力は電磁力よりもはるかに弱いため、重力放射は電波よりも検出がはるかに困難です。重力波はおそらくいたるところにあると思われますが、気づかれずに通過します。 1993 年のノーベル物理学賞は、連星パルサーが重力放射を放出している場合に予測どおりに動作することを観察したラッセル ハルスとジョセフ テイラーに授与されました。しかし、直接的な検出は依然として困難です。
地球でさえ、太陽の周りを回る際に重力波を放出しますが、太陽系の生涯を通じて失われるエネルギーの量は微々たるものです。連星ブラック ホールは別の問題です。2 つのブラック ホールが比較的接近すると、途方もない量のエネルギーを放出し、軌道ごとに接近します。 (黒い連星は、通常の星が何十億年という寿命全体にわたって紫外線、赤外線、および可視光の形で放出するよりも、合体するときにより多くの重力エネルギーを放出すると考えられています。) 最終的にそれらの事象の地平は接触し、システムは放出します。ゴツゴツした不均一な融合した質量が滑らかで完全に対称的なブラック ホールになるため、「リングダウン」として知られる段階でさらに多くの重力波が発生します。
残念ながら、その滑らかなブラック ホールには、そのゴツゴツした過去に関する情報は含まれていません。ブラック ホールが合体によって形成されたのか、それとも (有名な理論物理学者のレディー ガガの言葉を借りれば) そのように誕生したのかは、ブラック ホールを見てもわかりません。しかし、衝突中に起こったことのすべてのかたまり、ずれ、複雑さは、重力波信号にエンコードされています。
そのため、重力波信号が非常に重要です。ブラック ホールの合体を研究するための最良の手段となる可能性があります。これは、2010 年に完成し、2014 年に、より優れた検出器を備えた地上ベースのレーザー干渉計重力波天文台 (LIGO) などの実験の目標です。計画された宇宙ベースのレーザー干渉計宇宙アンテナ (LISA) は、残念ながら予算の問題により延期され、範囲が大幅に縮小されました。地上と宇宙の重力波観測所は、このミッションにおいて補完的な役割を果たします。軌道上の施設は、合体から遠く離れたブラックホール連星からの放射を検出できますが、地上実験は、合体前の最後の瞬間、衝突自体、およびリングダウン。
一方、理論家は結果が出るのを待っているだけでなく、このプロセスのモデルを改良し、アインシュタインの相対性理論に基づいて重力波がとるべき形状を特徴付けています。これは 2 つの理由で重要です。まず、通常の望遠鏡では見えないブラックホールの衝突による重力放射を見ることができるかもしれません。第 2 に、LIGO または LISA で観測された信号が予測から逸脱している場合、理論は何か新しい興味深いことが起こっているかどうかを教えてくれる可能性があります。
天文学者は、ブラック ホールの内部を調査する方法も、事象の地平線の近くを見る方法さえありません。しかし、ブラック ホールを合体させると、重力の最も極端な動作が明らかになり、宇宙最大のブラック ホールがどのようにして始まったのかを正確に知ることができます。
Matthew Francis は、物理学者、サイエンス ライター、講演者、教育者であり、おしゃれな帽子を頻繁にかぶっています。彼は現在、仮題で宇宙論に関する本を書いています 裏道、暗い空:宇宙の旅.
