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ブラックホール

中

よみ方

ぶらっくほーる

英 語

black hole

説 明

閉じた事象の地平線に囲まれた時空の領域のこと。いったんこの領域に入るとどんなものも再び外に出ることはできない。
ニュートン力学においても脱出速度が光速度になる天体として18世紀にイギリスのミッチェル(J. Michell)やフランスのラプラス(P.-S Laplace)によって考えられていたが、ニュートン力学では光速度は特別の意味を持たないので単に真っ黒な星というだけであった。一般相対性理論では局所慣性系で特殊相対性理論が成り立ち、そこで光速度は情報の伝達速度の最大速度となる。事象の地平線のすぐ内側では局所慣性系自体が光速度以上の速度で落下するため、いったん事象の地平線の中に入った情報は外から観測することができない。外の世界はブラックホールからの影響をまったく受けることができない。
ブラックホールの内部には、時空の曲率が発散する特異点が存在するが、内部構造の詳細は考えるブラックホールによって違う。アインシュタイン-マクスウェル方程式系の解としてのブラックホールは、質量、電荷、角運動量の3つのパラメータだけで記述できるという「無毛定理」があり、質量だけを持つシュバルツシルトブラックホール、質量と電荷をもつライスナー-ノルドストロームブラックホール、質量と角運動量を持つカーブラックホールなどがある。シュバルツシルトブラックホールは事象の地平線が一つであるのに対し、ライスナー-ノルドストロームブラックホールやカーブラックホールでは外部事象の地平線のほかに内部事象の地平線が存在し、内部地平線を通り抜けて特異点を避け、ホワイトホールから別の宇宙に出ていくことが数学的には可能である。しかし天体の重力崩壊によってできたブラックホールでは、どの場合にも内部事象の地平線はできず、ブラックホールに入った物質はすべて特異点に向かうと考えられている。
ブラックホールにはその質量に反比例した温度の黒体放射(ホーキング放射)を放出し、表面積(事象の地平線の面積)に比例した莫大なエントロピーをもっていることが知られており、熱力学的対象として扱うことができる。
ブラックホールは当初は理論研究の対象でしかなかったが、1971-72年に観測的にその存在が実証された。X線源であるはくちょう座X-1(Cyg X-1)の観測から、これが連星であり、その一方の高密度星が太陽質量の約10倍の質量をもつブラックホールであることがわかった。
現在、観測的にはブラックホールは質量によって次の3種類に分類されている。太陽質量の10倍程度以下の恒星質量ブラックホール、1000ないし1万倍の中間質量ブラックホール、100万ないし1億倍の(超)大質量ブラックホールである。恒星質量のものは大質量星の超新星爆発でできる。中間質量のものと、銀河中心核にある(超)大質量のものの成因についてはまだよくわかっていない。

2018年03月06日更新

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