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ブラックホールは、重力が非常に強いため、物質や電磁エネルギー（光など）がそこから脱出できない時空領域です。 [2]アルバート・アインシュタインの一般相対性理論では、十分にコンパクトな質量は時空を変形させてブラックホールを形成できると予測されています。[3] [4]脱出不可能な境界は事象の地平線と呼ばれます。ブラックホールは、そこを通過する物体の運命と状況に大きな影響を与えますが、一般相対性理論によれば、局所的に検出できる特徴はありません。[5]多くの点で、ブラックホールは光を反射しないため、理想的な黒体のように機能します。 [6] [7]曲がった時空における量子場の理論では、事象の地平線が、質量に反比例する温度の黒体と同じスペクトルを持つホーキング放射を放出すると予測されています。この温度は、恒星ブラックホールの場合、10億分の1ケルビンのオーダーであり、直接観測することは基本的に不可能です。
重力場が強すぎて光が逃げられない物体は、 18世紀にジョン・ミッシェルとピエール＝シモン・ラプラスによって初めて考えられた。[8] 1916年、カール・シュヴァルツシルトは、ブラックホールを特徴付ける一般相対性理論の最初の現代的な解を発見した。彼の影響力のある研究により、シュヴァルツシルト計量は彼にちなんで名付けられている。デイビッド・フィンケルシュタインは、1958年に、何も逃げることのできない空間領域としての「ブラックホール」の解釈を初めて発表した。ブラックホールは長い間、数学的な好奇心の対象とみなされていたが、1960年代になってようやく、理論的研究によって、ブラックホールが一般相対性理論の一般的な予測であることが示された。 1967年にジョスリン・ベル・バーネルが中性子星を発見したことで、重力で崩壊したコンパクトな物体が天体物理学的な現実である可能性への関心が高まった。最初に発見されたブラックホールは、1971年に複数の研究者によって独立して特定された白鳥座X-1でした。 [9] [10]
恒星質量のブラックホールは、大質量の恒星がその寿命の終わりに崩壊するときに形成されます。ブラックホールは形成された後、周囲から質量を吸収して成長します。太陽質量の何百万倍もの超大質量ブラックホール( M ☉ ) は、他の恒星を吸収して他のブラックホールと合体するか、ガス雲が直接崩壊することによって形成されます。ほとんどの銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在することは、ほぼ全員が認めています。
ブラックホールの存在は、他の物質や可視光などの電磁放射との相互作用を通じて推測できます。ブラックホールに向かって落下する物質は、摩擦によって加熱された外部降着円盤を形成し、宇宙で最も明るい天体の一部であるクエーサーを形成します。超大質量ブラックホールに近づきすぎた星は、非常に明るく輝くストリーマーに引き裂かれてから「飲み込まれ」ます。[11]他の星がブラックホールを周回している場合、その軌道を使用してブラックホールの質量と位置を決定できます。このような観察を使用して、中性子星などの可能性のある代替物を除外できます。このようにして、天文学者は連星系で多数の恒星ブラックホール候補を特定し、天の川銀河の中心にあるいて座A*と呼ばれる電波源に、太陽の約430万質量の超大質量ブラックホールが含まれていることを明らかにしました。
歴史
光さえも脱出できないほど巨大な天体という考え方は、1784年11月に出版された書簡の中で、イギリスの天文学の先駆者で牧師のジョン・ミッシェルによって簡単に提案された。ミッシェルの単純な計算では、そのような天体は太陽と同じ密度を持つと想定され、星の直径が太陽の500倍を超え、表面脱出速度が通常の光速を超えたときに形成されると結論付けられた。ミッシェルは、そのような超大質量だが放射しない天体は、近くの目に見える天体に対する重力の影響を通じて検出できる可能性があると正しく指摘した。[8] [12] [13]当時の学者たちは、巨大だが目に見えない「暗黒星」がはっきりと見える場所に隠れているかもしれないという提案に当初興奮したが、19世紀初頭に光の波動性が明らかになると熱意は冷めた。[14]光が粒子ではなく波であるかのように、重力が脱出する光波にどのような影響を与えるかは不明であった。[8] [13]
現代の重力理論である一般相対性理論は、光線が超大質量星の表面から直接発射され、星の重力によって減速され、停止し、その後自由落下して星の表面に戻るというミシェルの考えを否定している。[15]代わりに、時空自体が曲がっており、光が移動する測地線は「星」（ブラックホール）の表面から決して離れない。
一般相対性理論
1915年、アルバート・アインシュタインは一般相対性理論を展開し、それ以前に重力が光の運動に影響を与えることを示していた。そのわずか数か月後、カール・シュヴァルツシルトは質点と球状の質量の重力場を記述するアインシュタイン場の方程式の解を見つけた。 [16] [17]シュヴァルツシルトの数か月後、ヘンドリック・ローレンツの弟子ヨハネス・ドロステは質点に対して独立に同じ解を与え、その特性についてより広範囲に著述した。[18] [19]この解は、現在シュヴァルツシルト半径と呼ばれるところで特異な挙動を示し、そこでは解が特異になり、アインシュタイン方程式の項のいくつかが無限大になった。この面の性質は当時は完全には理解されていなかった。
1924年、アーサー・エディントンは、座標変更後に特異点が消えることを示した。1933年、ジョルジュ・ルメートルは、これはシュワルツシルト半径の特異点が非物理的な座標特異点であることを意味すると認識した。[20]アーサー・エディントンは1926年の著書で、質量がシュワルツシルト半径に圧縮された恒星の可能性についてコメントし、アインシュタインの理論ではベテルギウスのような目に見える恒星の密度が過度に高くなる可能性を排除できると指摘した。その理由は「半径2億5千万キロの恒星が太陽ほどの高密度になるはずがない。第一に、重力が強すぎて光はそこから逃れられず、光線は地球に落ちる石のように恒星に戻ってくる。第二に、スペクトル線の赤方偏移が強すぎてスペクトルが存在しなくなる。第三に、質量によって時空メトリックの曲率が大きくなり、空間が恒星の周囲に閉じこめられ、我々は外側（つまり、どこにも）に残されてしまう」ためである。[21] [22]
1931年、スブラマニアン・チャンドラセカールは特殊相対性理論を用いて、ある限界質量（現在では1.4 M ☉のチャンドラセカール限界と呼ばれている）を超える電子縮退物質の非回転物体には安定解が存在しないと計算した。[23]彼の議論は、エディントンやレフ・ランダウなど多くの同時代人から反対され、彼らはまだ知られていない何らかのメカニズムが崩壊を止めるだろうと主張した。[24]彼らは部分的には正しかった。チャンドラセカール限界よりわずかに質量の大きい白色矮星は中性子星に崩壊し、[25]中性子星自体は安定している。
1939年、ロバート・オッペンハイマーらは、別の限界であるトールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界を超える中性子星は、チャンドラセカールが提示した理由によりさらに崩壊すると予測し、少なくとも一部の星がブラックホールに崩壊するのを阻止できる物理法則はおそらく存在しないと結論付けた。[26]パウリの排他原理に基づく彼らの当初の計算では、 0.7 M ☉となった 。その後、強い力が媒介する中性子間反発を考慮すると、推定値は約1.5 M ☉から3.0 M ☉に上昇した。[27]その後まもなくブラックホールを生成したと考えられている中性子星合体GW170817の観測により、TOV限界推定値は約2.17 M ☉に精緻化されている 。[28] [29] [30] [31] [32]
オッペンハイマーと共著者は、シュワルツシルト半径の境界にある特異点は、時間が止まった泡の境界であることを示していると解釈した。これは外部の観測者にとっては有効な視点だが、落下する観測者にとってはそうではない。仮想の崩壊した星は「凍結した星」と呼ばれた。なぜなら、外部の観測者は、崩壊によって星がシュワルツシルト半径に到達した瞬間に、星の表面が時間の中で凍結しているのを見るからである。[33]
1939年、アインシュタインは「多数の重力質量からなる球対称の静止系について」という論文で、一般相対性理論を用いてブラックホールはあり得ないことを証明しようとした。[34]数ヶ月後、オッペンハイマーと彼の弟子ハートランド・スナイダーは論文「継続的な重力収縮について」でオッペンハイマー・スナイダーモデルを提示し、 [35]ブラックホールの存在を予言した。アインシュタインの最近の論文には触れられていないこの論文で、オッペンハイマーとスナイダーはアインシュタイン自身の一般相対性理論を用いて、現代物理学で初めてブラックホールがどのように発達するかの条件を示した。[34]
黄金時代
1958年、デイヴィッド・フィンケルシュタインはシュヴァルツシルト面を事象の地平線、つまり「完全な一方向の膜：因果的影響は一方向にしか通過できない」と特定した。[36]これは厳密にはオッペンハイマーの結果と矛盾するものではなく、落下する観測者の視点を含めるように拡張したものである。フィンケルシュタインの解は、シュヴァルツシルト解をブラックホールに落下する観測者の将来まで拡張したものである。完全な拡張はマーティン・クラスカルによって既に発見されており、彼はそれを公表するよう促された。[37]
これらの結果は、一般相対性理論とブラックホールが研究の主流となった、一般相対性理論の黄金時代の始まりにもたらされた。このプロセスは、1967年のジョスリン・ベル・バーネルによるパルサーの発見によって促進され、 [38] [39] 1969年までにパルサーは高速で回転する中性子星であることが示された。[40]それまで、中性子星はブラックホールと同様に、単なる理論上の好奇心と見なされていたが、パルサーの発見によりその物理的な関連性が示され、重力崩壊によって形成される可能性のあるあらゆる種類のコンパクトな物体への関心がさらに高まった。[41]
この時期に、より一般的なブラックホールの解が見つかった。1963年、ロイ・カーは回転するブラックホールの厳密な解を見つけた。2年後、エズラ・ニューマンは回転し電荷を帯びたブラックホールの軸対称解を見つけた。[42]ヴェルナー・イスラエル、[43]ブランドン・カーター、 [ 44] [45]およびデビッド・ロビンソン[46]の研究を通じて、静止したブラックホールの解はカー・ニューマン計量の3つのパラメータ、すなわち質量、角運動量、電荷によって完全に記述できるというノーヘア定理が生まれた。 [47]
当初、ブラックホール解の奇妙な特徴は、課せられた対称性条件による病的なアーティファクトであり、特異点は一般的な状況では現れないのではないかと疑われていた。この見解は特に、一般的な解には特異点が現れないことを証明しようとしたウラジミール・ベリンスキー、イサク・ハラトニコフ、エフゲニー・リフシッツによって支持された。しかし、1960年代後半にロジャー・ペンローズ[48]とスティーブン・ホーキングは、特異点が一般的に現れることを証明するためにグローバル手法を使用した。[49]この研究により、ペンローズは2020年のノーベル物理学賞の半分を受賞したが、ホーキングは2018年に亡くなった。[50] 1970年代初頭のグリニッジとトロントでの観測に基づいて、1964年に発見された銀河のX線源である白鳥座X-1は、ブラックホールであると一般に受け入れられた最初の天体となった。[51] [52]
1970年代初頭のジェームズ・バーディーン、ジェイコブ・ベッケンシュタイン、カーター、ホーキングの研究により、ブラックホール熱力学が定式化されました。[53]これらの法則は、質量とエネルギー、面積とエントロピー、表面重力と温度を関連付けることにより、熱力学の法則と密接に類似してブラックホールの挙動を説明しています。この類似性は、1974年にホーキングが量子場理論によればブラックホールは表面重力に比例した温度で黒体のように放射するはずであることを示し、現在ホーキング放射として知られる効果を予測したときに完成しました。[54]
観察
2016年2月11日、LIGO科学コラボレーションとVirgoコラボレーションは、 重力波の初の直接検出を発表し、ブラックホールの合体の初の観測となった。[55] 2017年にイベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）がM87の銀河中心にある超大質量ブラックホールを観測した後、2019年4月10日には、ブラックホールとその周辺の初の直接画像が公開された。[ 56] [57] [58] 2023年の時点で、ブラックホールであると考えられる最も近い既知の天体であるガイアBH1は、約1,560光年（480パーセク）離れている。[59]これまでに天の川銀河で発見されたブラックホールは数十個しかないが、その数は数億個あると考えられており、そのほとんどは孤立しており、放射線を放出しない。[60]したがって、それらは重力レンズ効果によってのみ検出可能となるであろう。 [update]
語源
ジョン・ミッシェルは1783年11月にヘンリー・キャベンディッシュに宛てた手紙の中で「暗黒星」という用語を使用しており[要出典]、20世紀初頭には物理学者が「重力で崩壊した物体」という用語を使用していた。科学ライターのマーシャ・バルトゥシアクは「ブラックホール」という用語の起源を物理学者ロバート・H・ディッケに遡らせている。ディッケは1960年代初頭にこの現象を、人が入ったら生きて出ることができない監獄として悪名高いカルカッタのブラックホールに例えたと伝えられている[61]。
「ブラックホール」という用語は、1963年にライフ・アンド・サイエンス・ニュース誌で印刷物として使用され、 [61 ]科学ジャーナリストのアン・ユーイングが1964年1月18日付の記事「宇宙の『ブラックホール』」で使用しました。これはオハイオ州クリーブランドで開催されたアメリカ科学振興協会の会議に関するレポートでした。[62] [63]
1967年12月、ジョン・ウィーラーの講義で、ある学生が「ブラックホール」という語句を提案したと伝えられている。[62]ウィーラーはその簡潔さと「宣伝価値」を理由にこの語句を採用し、すぐに広まったため、[64]ウィーラーがこの語句を作ったと考える者もいる。[65]
特性と構造
ノーヘア定理は、ブラックホールが形成後に安定状態に達すると、質量、電荷、角運動量の3つの独立した物理的特性のみを持ち、それ以外は特徴がないと仮定している。この仮説が正しい場合、これらの特性またはパラメータが同じ値を共有する2つのブラックホールは互いに区別がつかない。現代物理学の法則の下で実際のブラックホールにこの仮説がどの程度当てはまるかは、現在未解決の問題である。[47]
これらの特性は、ブラックホールの外側から見えるという点で特別です。たとえば、荷電ブラックホールは、他の荷電物体と同様に、他の同種の電荷をはじきます。同様に、ブラックホールを含む球体の内部の全質量は、ブラックホールから遠く離れた場所から、ガウスの法則の重力類似体（ADM質量）を使用して求めることができます。 [66]同様に、角運動量（またはスピン）は、重力磁場によるフレームドラッグ（たとえばレンズ・サーリング効果）を使用して遠くから測定できます。[67]
物体がブラックホールに落ち込むと、物体の形状や電荷の分布に関する情報はすべてブラックホールの地平線に沿って均等に分布し、外部の観測者には見えなくなります。この状況での地平線の挙動は、摩擦と電気抵抗を伴う導電性の伸縮性膜の挙動に非常に類似した散逸系です。膜パラダイム[ 68 ]これは、時間可逆であるため微視的レベルでは摩擦や抵抗を持たない電磁気学などの他の場の理論とは異なります。[69] [70]
ブラックホールは最終的に3つのパラメータのみで安定状態に到達するため、初期条件に関する情報が失われるのを避ける方法はありません。ブラックホールの重力場と電場は、何が入ったのかに関する情報をほとんど与えません。失われる情報には、ブラックホールの地平線から遠く離れた場所では測定できないすべての量が含まれており、これには総重粒子数やレプトン数などの近似的に保存される 量子数が含まれます。この動作は非常に不可解であるため、ブラックホール情報損失パラドックスと呼ばれています。[69] [71]
物理的特性
最も単純な静的ブラックホールは質量はあるが、電荷も角運動量もない。これらのブラックホールは、1916年にこの解を発見したカール・シュヴァルツシルトにちなんで、シュヴァルツシルト・ブラックホールと呼ばれることが多い。 [17]バーコフの定理によれば、これは球対称な唯一の真空解である。[72]これは、そのようなブラックホールの重力場と、同じ質量の他の球状物体の重力場との間に、ある距離では観測可能な差がないことを意味する。したがって、ブラックホールが周囲のすべてを「吸い込む」という一般的な概念は、ブラックホールの地平線の近くでのみ正しい。遠くでは、外部の重力場は同じ質量の他の物体の重力場と同一である。[73]
より一般的なブラックホールを記述する解も存在する。回転しない荷電ブラックホールはライスナー・ノルドストローム計量で記述され、カー計量は回転する荷電ブラックホールを記述する。最も一般的な定常ブラックホールの解はカー・ニューマン計量であり、これは電荷と角運動量の両方を持つブラックホールを記述する。[74]
ブラックホールの質量は任意の正の値を取ることができるが、電荷と角運動量は質量によって制限される。総電荷 Qと総角運動量 Jは、次の不等式を満たすと予想される 。
質量Mのブラックホールの場合。この不等式を満たす最小の質量を持つブラックホールは極限ブラックホールと呼ばれます。この不等式に違反するアインシュタイン方程式の解は存在しますが、事象の地平線を持ちません。これらの解は、外部から観察できるいわゆる裸の特異点を持つため、非物理的であるとみなされます。宇宙検閲仮説は、現実的な物質の重力崩壊によってこのような特異点が形成されることを否定します。[3]これは数値シミュレーションによって裏付けられています。[75]
電磁力の比較的大きな強さのため、恒星の崩壊によって形成されるブラックホールは、恒星の電荷をほぼ中性に保つと予想される。しかし、回転はコンパクトな天体物理学的物体の普遍的な特徴であると予想される。ブラックホール候補の連星X線源GRS 1915+105 [76]は、最大許容値に近い角運動量を持っているように見える。その電荷のない限界は[77]である。
無次元スピンパラメータの定義を可能にする。[77]
- [77] [注1]
ブラックホールは、角運動量Jとは無関係に、質量によって分類されることが多い。ブラックホールの大きさは、事象の地平線の半径、つまりシュワルツシルト半径によって決まり、質量Mに比例する。
ここで、r sはシュワルツシルト半径、M ☉ は太陽の質量である。[79]スピンや電荷がゼロでないブラックホールの場合、半径はより小さくなり、[注 2]極限ブラックホールでは事象の地平線が[80]に近づく可能性がある。
事象の地平線
ブラックホールの特徴は事象の地平線の出現である。事象の地平線とは、物質と光がブラックホールの質量に向かって内側にしか通過できない時空の境界である。事象の地平線の内側からは、光でさえも逃げることはできない。 [82] [83]事象の地平線と呼ばれるのは、境界内で事象が発生した場合、その事象の情報が外部の観測者に届かず、そのような事象が発生したかどうかを判断することができないためである。[84]
一般相対性理論で予測されているように、質量の存在は時空を変形させ、粒子の進む道が質量に向かって曲がるようにする。[85]ブラックホールの事象の地平線では、この変形は非常に強くなり、ブラックホールから離れる道はなくなる。[86]
遠くから見ると、ブラックホールの近くの時計は、ブラックホールから遠い時計よりもゆっくりと進んでいるように見える。[87]この効果は重力による時間の遅れとして知られており、ブラックホールに落ち込む物体は事象の地平線に近づくにつれて遅くなり、そこに到達するまでに無限の時間がかかるように見える。 [88]同時に、この物体のすべてのプロセスは、固定された外部の観測者の観点からは遅くなり、物体から発せられる光はより赤く暗く見える。この効果は重力赤方偏移として知られている。[89]最終的に、落下する物体は見えなくなるまで消えていく。通常、このプロセスは非常に急速に起こり、物体は1秒以内に視界から消える。[90]
一方、ブラックホールに落ち込む不滅の観測者は、事象の地平線を越えてもこれらの効果に気付かない。観測者自身の時計は正常に時を刻んでいるように見えるが、観測者は有限時間後に事象の地平線を越えても特異な挙動を示さない。古典的な一般相対性理論では、アインシュタインの等価原理により、局所的な観測から事象の地平線の位置を特定することは不可能である。[91] [92]
平衡状態のブラックホールの事象の地平線のトポロジーは常に球状である。[注4] [95]回転しない（静的な）ブラックホールの場合、事象の地平線の形状は正確に球状であるが、回転するブラックホールの場合、事象の地平線は扁平である。[96] [97] [98]
特異点
一般相対性理論で説明されるように、ブラックホールの中心には、時空の曲率が無限大になる重力特異点が存在する可能性がある。 [99]回転しないブラックホールの場合、この領域は一点の形をとる。回転するブラックホールの場合、この領域は広がり、回転面にあるリング特異点を形成する。 [100]どちらの場合も、特異領域の体積はゼロである。特異領域にはブラックホール解の質量がすべて含まれていることも示されている。[101]したがって、特異領域は無限の密度を持つと考えられる。[102]
シュヴァルツシルト ブラック ホール (つまり、回転せず、電荷も持たない) に落ち込む観測者は、事象の地平線を越えると、特異点に運ばれることを避けられません。加速して落下速度を遅くすることで、その体験を長引かせることができますが、限界までです。[103]特異点に到達すると、無限の密度に押しつぶされ、その質量がブラック ホールの総質量に加算されます。それが起こる前に、スパゲッティ化または「ヌードル効果」と呼ばれるプロセスで、増大する潮汐力によって引き裂かれます。[104]
荷電ブラックホール（ライスナー・ノルドストローム）や回転ブラックホール（カー）の場合、特異点を回避することが可能である。これらの解を可能な限り拡張すると、ブラックホールがワームホールとして機能し、ブラックホールから別の時空に出るという仮説的な可能性が明らかになる。 [ 105]しかし、別の宇宙に旅する可能性は、いかなる摂動もこの可能性を破壊するため、理論上のものにすぎない。[106]また、カー特異点の周りで閉じた時間的曲線（自分の過去に戻る）をたどることも可能であるように思われるが、これは祖父のパラドックスのような因果関係の問題につながる。[107]これらの特異な効果は、回転ブラックホールと荷電ブラックホールの適切な量子的扱いでは生き残らないと予想される。[108]
一般相対性理論における特異点の出現は、理論の崩壊を示唆するものと一般的に考えられている。[109]しかし、この崩壊は予想されていた。これは、極度に高い密度とそれに伴う粒子相互作用のため、量子効果がこれらの作用を記述するはずの状況で発生する。現在までに、量子効果と重力効果を単一の理論に統合することは不可能であるが、そのような量子重力理論を定式化する試みは存在する。一般に、そのような理論には特異点は存在しないと予想されている。[110] [111]
光子球
光子球は球状の境界であり、その球に接する方向に移動する光子はブラックホールの周囲を不安定な円軌道で周回する。[112] 回転しないブラックホールの場合、光子球の半径はシュワルツシルト半径の1.5倍である。その軌道は動的に不安定であるため、落下する物質の粒子などの小さな摂動によって不安定性が高まり、時間とともに不安定性が増大し、光子を外向きの軌道に乗せてブラックホールから脱出させるか、内向きの螺旋軌道に乗せて最終的に事象の地平線を越えるかのどちらかになる。[113]
光は光子球から逃げることはできるが、入射軌道で光子球を横切る光はブラックホールに捕らえられる。したがって、光子球から外部の観測者に到達する光は、光子球と事象の地平線の間にある物体から放射されたものでなければならない。[113]カーブラックホールの場合、光子球の半径はスピンパラメータと光子軌道の詳細に依存し、光子軌道は順行（光子がブラックホールのスピンと同じ方向に回転する）または逆行になる可能性がある。[114] [115]
エルゴスフィア
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回転するブラックホールは、エルゴスフィアと呼ばれる静止することが不可能な時空領域に囲まれている。これはフレームドラッグと呼ばれるプロセスの結果である。一般相対性理論では、回転する質量は、その周囲の時空に沿ってわずかに「引きずられる」傾向があると予測されている。回転する質量の近くにある物体は、回転方向に動き始める傾向がある。回転するブラックホールの場合、この効果は事象の地平線の近くで非常に強いため、物体が静止するためには、反対方向に光速よりも速く移動する必要がある。[117]
ブラックホールのエルゴ球は、ブラックホールの事象の地平線とエルゴ面によって囲まれた体積であり、極では事象の地平線と一致するが、赤道の周りでははるかに遠い距離にある。[116]
物体と放射線は通常、エルゴ圏から脱出することができます。ペンローズ過程を通じて、物体はエルゴ圏に入ったときよりも多くのエネルギーを持って脱出することができます。余分なエネルギーはブラックホールの回転エネルギーから奪われます。その結果、ブラックホールの回転が遅くなります。[118]強い磁場がある場合のペンローズ過程のバリエーションであるブランドフォード-ズナイエク過程は、クエーサーやその他の活動銀河核の巨大な光度と相対論的ジェットの可能性のあるメカニズムであると考えられています。
最も内側の安定円軌道 (ISCO)
ニュートンの重力では、テスト粒子は中心物体から任意の距離を安定して周回できる。しかし、一般相対性理論では、最も内側の安定した円軌道（ISCOと呼ばれることが多い）が存在し、円軌道への無限小の内向きの摂動はブラックホールへの螺旋状に巻き込まれ、外向きの摂動は、エネルギーに応じて、内側に螺旋状に巻き込まれるか、近点と近点の間を安定して周回するか、無限遠に逃げるかのいずれかになる。[119] ISCOの位置はブラックホールのスピンに依存し、シュワルツシルトブラックホール（スピンゼロ）の場合、次のようになります。
ブラックホールのスピンが増加すると、スピンと同じ方向に周回する粒子の値は減少する。[120]
急降下地域
ブラックホールの周囲の時空の最終的な観測領域は、落下領域と呼ばれます。この領域では、物質が円軌道をたどったり、ブラックホールへの最終的な落下を止めることはもはや不可能です。代わりに、物質は光速に近い速度で急速にブラックホールに向かって落下します。[121] [122]
形成と進化
ブラックホールの奇妙な性質を考えると、そのような物体が実際に自然界に存在するのか、それともアインシュタインの方程式の単なる異常な解なのかは長い間疑問視されてきた。アインシュタイン自身は、崩壊する粒子の角運動量によって、ある半径でその運動が安定すると考えていたため、ブラックホールは形成されないと誤って考えていた。 [123]このため、一般相対性理論のコミュニティは、長年にわたり、それに反する結果をすべて否定してきた。しかし、相対論者の少数派は、ブラックホールは物理的な物体であると主張し続け、[124] 1960年代末までに、彼らはこの分野の研究者の大多数を、事象の地平線の形成に障害はないと信じ込ませた。[125]
ペンローズは、事象の地平線が形成されると、量子力学のない一般相対性理論では、その中に特異点が形成されることが必要であることを実証した。[48]その後まもなく、ホーキングは、ビッグバンを記述する多くの宇宙論的解には、スカラー場やその他のエキゾチックな物質のない特異点があることを示した。 [説明が必要]カー解、無毛定理、ブラックホール熱力学の法則は、ブラックホールの物理的特性が単純で理解しやすいことを示し、ブラックホールを研究対象として尊重すべきものにした。[126]従来のブラックホールは、星などの重い物体の重力崩壊によって形成されるが、理論的には他のプロセスによっても形成される可能性がある。[127] [128]
重力崩壊
重力崩壊は、物体の内部圧力が物体自身の重力に抵抗するのに不十分な場合に発生します。恒星の場合、これは通常、恒星の核合成によって温度を維持するのに必要な「燃料」が少なすぎるか、安定していたはずの恒星が中心温度を上げない方法で余分な物質を受け取るために発生します。どちらの場合も、恒星の温度はもはや自身の重さによる崩壊を防ぐのに十分ではありません。[130]
崩壊は恒星の構成要素の縮退圧力によって停止され、物質が凝縮して異様な高密度状態になる。その結果、さまざまな種類のコンパクト星が形成される。どのタイプが形成されるかは、外層が吹き飛ばされた場合に残る元の恒星の残骸の質量によって決まる（たとえば、タイプ II 超新星の場合）。爆発を生き延びた崩壊物体である残骸の質量は、元の恒星の質量よりも大幅に小さくなる可能性がある。 崩壊前に20 M ☉以上だった恒星によって、5 M ☉を超える残骸が生成される 。 [130]
残骸の質量が約3～4 M ☉（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界[26]）を超えると、元の星が非常に重かったか、残骸が物質の集積によって追加の質量を集めたために、中性子の縮退圧力でさえ崩壊を止めるのに不十分になります。既知のメカニズム（おそらくクォークの縮退圧力を除く）では爆縮を止めるのに十分強力ではなく、物体は必然的に崩壊してブラックホールを形成します。[130]
重い恒星の重力崩壊が恒星質量ブラックホールの形成の原因であると考えられています。初期宇宙の星形成は非常に重い恒星をもたらした可能性があり、その崩壊により最大10のブラックホールが生成されたと考えられます。3 M ☉。これらのブラックホールは、ほとんどの銀河の中心に見られる超大質量ブラックホールの種である可能性がある。 [131]さらに、典型的な質量が約105 M ☉ は、若い宇宙のガス雲の直接的な崩壊から形成された可能性がある。 [127]これらの大質量天体は、赤方偏移ですでに観測されている最古のクエーサーを最終的に形成した種子であると提案されている。 [132]そのような天体の候補が若い宇宙の観測でいくつか見つかっている。 [127]
重力崩壊中に放出されるエネルギーのほとんどは非常に速く放出されるが、外部の観測者は実際にはこのプロセスの終わりを見ることはできない。落下する物質の基準フレームから見ると崩壊には有限の時間がかかるが、遠くの観測者は重力による時間の遅れにより、落下する物質がゆっくりと進み、事象の地平線のすぐ上で停止するのを見ることになる。崩壊する物質からの光が観測者に届くまでにどんどん時間がかかり、事象の地平線が形成される直前に放出される光は無限の時間遅れになる。したがって、外部の観測者は事象の地平線の形成を見ることはなく、代わりに崩壊する物質は暗くなり、赤方偏移が進み、最終的には消えていくように見える。[133]
原始ブラックホールとビッグバン
重力崩壊には高密度が必要である。現在の宇宙では、このような高密度は恒星にしか見られないが、ビッグバン直後の初期宇宙では密度がはるかに高く、ブラックホールの形成が可能だった可能性がある。高密度だけではブラックホールの形成には不十分である。均一な質量分布では質量が密集しないからである。原始ブラックホールがこのような高密度媒体で形成されるためには、初期の密度の変動があり、それがその後重力によって成長したに違いない。初期宇宙のさまざまなモデルは、これらの変動の規模の予測において大きく異なる。さまざまなモデルが、プランク質量( ≈1.2 × 10 19 GeV/ c 2 ≈2.2 × 10 −8 kg）から数十万太陽質量までの範囲にわたる。[128]
初期の宇宙は極めて高密度であったにもかかわらず、膨張率が引力よりも大きかったため、ビッグバン中にブラックホールに再崩壊することはなかった。インフレーション理論によれば、インフレーションの初めから終わりまで、正味の反発重力が存在した。それ以降、ハッブルフローは宇宙のエネルギー密度によって減速した。
星のような比較的一定の大きさの物体の重力崩壊のモデルは、必ずしもビッグバンのような急速に膨張する宇宙に同じように当てはまるわけではない。[134]
高エネルギー衝突
重力崩壊はブラックホールを形成できる唯一のプロセスではない。原理的には、十分な密度に達する高エネルギー衝突でブラックホールが形成される可能性がある。2002年現在、そのようなイベントは直接的にも、粒子加速器実験における質量バランスの欠陥として間接的にも検出されていない。[135]これは、ブラックホールの質量には下限があるはずだということを示唆している。理論的には、この境界はプランク質量付近にあると予想されており、量子効果によって一般相対性理論の予測が無効になると予想される。[136]
これにより、ブラックホールの生成は、地球上または地球付近で起こるいかなる高エネルギープロセスからも完全に排除されることになる。しかし、量子重力の特定の発展は、ブラックホールの最小質量がはるかに低くなる可能性があることを示唆している。例えば、いくつかのブレーンワールドシナリオでは、境界は1 TeV/ c 2。[137]これにより、宇宙線が地球の大気圏に衝突したときに発生する高エネルギー衝突、またはおそらく欧州原子核研究機構（CERN）の大型ハドロン衝突型加速器（ LHC）でマイクロブラックホールが生成される可能性が考えられます。これらの理論は非常に推測的であり、これらのプロセスでブラックホールが生成される可能性は低いと多くの専門家が考えています。[138]たとえマイクロブラックホールが形成されたとしても、約10 −25秒で蒸発し、地球に脅威を与えないと予想されています。[139]
成長
ブラックホールは一度形成されると、さらなる物質を吸収することで成長し続けることができる。ブラックホールはどれも、周囲からガスや星間塵を継続的に吸収する。この成長プロセスは、一部の超大質量ブラックホールが形成された可能性のある方法の1つであるが、超大質量ブラックホールの形成はまだ研究の余地がある。[131]球状星団で発見された中質量ブラックホールの形成についても、同様のプロセスが示唆されている。[140]ブラックホールは、恒星や他のブラックホールなど、他の物体と合体することもある。これは、特に超大質量ブラックホールの初期成長において重要であったと考えられており、多くの小さな物体の集合から形成された可能性がある。[131]このプロセスは、一部の中質量ブラックホールの起源としても提案されている。[141] [142]
蒸発
1974年、ホーキングはブラックホールは完全に黒ではなく、温度ħc 3 /( 8πGM k B )で微量の熱放射を放射すると予測した。 [54]この効果はホーキング放射として知られるようになった。量子場理論を静的ブラックホール背景に適用することで、彼はブラックホールが完全な黒体スペクトルを示す粒子を放射するはずであると結論付けた。ホーキングの発表以来、他の多くの人々がさまざまなアプローチでこの結果を検証してきた。[143]ホーキングのブラックホール放射理論が正しければ、ブラックホールは光子や他の粒子の放射によって質量を失うため、時間の経過とともに縮小して蒸発すると予想される。[54]この熱スペクトルの温度（ホーキング温度）はブラックホールの表面重力に比例し、シュワルツシルトブラックホールの場合、質量に反比例する。したがって、大きなブラックホールは小さなブラックホールよりも放射が少ない。[144]
1 M ☉の恒星ブラックホールの ホーキング温度は 62ナノケルビンです 。[145]これは宇宙マイクロ波背景放射の温度 2.7 K よりはるかに低いです。恒星質量以上のブラックホールは、ホーキング放射で放出するよりも多くの質量を宇宙マイクロ波背景から受け取るため、縮小するのではなく成長します。[146]ホーキング温度を 2.7 K より高くするには (そして蒸発できるようにするには)、ブラックホールの質量は月よりも小さくなければなりません。そのようなブラックホールの直径は 10 分の 1 ミリメートル未満になります。[147]
ブラックホールが非常に小さい場合、放射線の影響は非常に強くなることが予想される。自動車ほどの質量のブラックホールの直径は約 10 −24 m で、蒸発するのに 1 ナノ秒かかり、その間、一時的に太陽の 200 倍以上の明るさを持つ。より低質量のブラックホールはさらに速く蒸発すると予想され、例えば、質量が 1 TeV/ c 2のブラックホールは、完全に蒸発するのに10 −88秒もかからない。このような小さなブラックホールでは、量子重力効果が重要な役割を果たすと予想され、理論的にはこのような小さなブラックホールを安定させることができる可能性があるが、量子重力の現在の開発では、これが事実であることを示唆していない。[148] [149]
天体ブラックホールのホーキング放射は非常に弱いと予測されており、地球から検出するのは極めて困難である。ただし、例外として考えられるのは、原始ブラックホールの蒸発の最終段階で放出されるガンマ線のバーストである。このような閃光の探索は成功していないことが証明されており、低質量の原始ブラックホールが存在する可能性に厳しい制限を与えている。 [ 150 ] 2008年に打ち上げられたNASAのフェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、これらの閃光の探索を継続する予定である。[151]
ブラックホールがホーキング放射によって蒸発する場合、太陽質量のブラックホールは（宇宙マイクロ波背景放射の温度がブラックホールの温度を下回った瞬間から）1064年かけて蒸発する。[152]質量が10の超大質量ブラックホールは、太陽質量のブラックホールよりも大きい。11 M☉は2×10 100年ほどで蒸発する。 [153]宇宙のいくつかの巨大なブラックホールは、おそらく10超銀河団の崩壊時には14 M☉に達する。それでも10 106年ほどかけて蒸発する。 [152]
観察証拠
本質的に、ブラックホール自体は仮説上のホーキング放射以外の電磁放射を放射しないため、ブラックホールを探す天体物理学者は、一般的に間接的な観測に頼らざるを得ない。例えば、ブラックホールの存在は、周囲に及ぼす重力の影響を観測することで推測できる場合がある。[154]
直接干渉法
イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）は、天の川銀河の中心にあるブラックホールなど、ブラックホールの事象の地平線の周辺を直接観測するアクティブなプログラムです。2017年4月、EHTはメシエ87の中心にあるブラックホールの観測を開始しました。[155] [156]「合計で、6つの山と4つの大陸にある8つの電波観測所が、2017年4月に10日間、おとめ座の銀河を断続的に観測し」、2019年4月の画像を生み出すデータを提供しました。[157]
2年間のデータ処理を経て、EHTはブラックホールの初めての直接画像を公開した。具体的には、前述の銀河の中心にある超大質量ブラックホールである。[158] [159]見えているのはブラックホールではない。この暗い領域内のすべての光が失われているため、ブラックホールは黒く見える。代わりに、事象の地平線の端にあるガスがオレンジ色または赤色で表示され、ブラックホールを定義している。[160]
2022年5月12日、EHTは天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール、いて座A*の初画像を公開した。公開された画像には、M87*ブラックホールで見られるのと同じリング状の構造と円形の影が写っており、画像はM87ブラックホールと同じ技術を使用して作成された。M87*よりも1000倍以上小さく質量も小さいいて座A*の撮影プロセスは、周囲の不安定性のために大幅に複雑だった。[161]いて座A*の画像は、銀河中心に向かう途中で乱流プラズマによって部分的にぼやけており、この影響で長波長で画像の解像度が妨げられている。[162]
処理されたEHT画像の「下」半分にあるこの物質の明るさは、ドップラー効果によって引き起こされたと考えられています。ドップラー効果では、相対速度で観察者に近づいてくる物質は、遠ざかる物質よりも明るく見えます。ブラックホールの場合、この現象は、目に見える物質が相対速度（> 1,000 km/s [2,200,000 mph]）で回転していることを意味します。これは、特異点の巨大な重力を遠心的にバランスさせ、事象の地平線より上の軌道にとどまることができる唯一の速度です。この明るい物質の構成は、EHTがM87*を、システム全体が時計回りに回転するにつれて、ブラックホールの降着円盤をほぼ真横から捉える視点から観測したことを示しています。[163] [164]
ブラックホールに関連する極端な重力レンズ効果により、降着円盤を上から見たような錯覚が生じます。実際には、EHT 画像のリングの大部分は、降着円盤の反対側から放射された光がブラックホールの重力井戸の周りを曲がって逃げ出したことで形成されたものです。つまり、M87* のほとんどの可能な視点から、その「影」のすぐ後ろにある円盤全体も見ることができます。
2015年、EHTはいて座A*の事象の地平線のすぐ外側で磁場を検出し、その特性のいくつかを識別しました。降着円盤を通過する磁力線は、秩序があり絡み合った複雑な混合物でした。ブラックホールの理論的研究では、磁場の存在が予測されていました。[165] [166]
2023年4月には、メシエ87ブラックホールの影とそれに関連する高エネルギージェットを初めて一緒に撮影した画像が発表されました。[167] [168]
合体するブラックホールからの重力波の検出
2015年9月14日、LIGO重力波観測所は、史上初めて重力波の直接観測に成功した。[55] [169]この信号は、2つのブラックホールの合体によって生成される重力波の理論的予測と一致していた。1つは約太陽の36倍の質量を持ち、もう1つは約太陽の29倍の質量を持つ。[55] [170]この観測は、これまでで最も具体的なブラックホールの存在の証拠を提供している。例えば、重力波信号は、合体前の2つの物体の距離がわずか350 kmであったことを示唆しており、これは推定質量に対応するシュワルツシルト半径の約4倍である。したがって、物体は非常にコンパクトであったはずであり、ブラックホールが最も妥当な解釈である。[55]
さらに重要なのは、LIGO が観測した信号には、新たに形成されたコンパクトな天体が静止状態に落ち着くときに生成される信号である、合体後のリングダウンの開始も含まれていたことです。リングダウンは、ブラックホールを観測する最も直接的な方法であると言えます。 [171] LIGO 信号から、リングダウンの主要モードの周波数と減衰時間を抽出できます。これらから、最終的な天体の質量と角運動量を推測することができ、これは合体の数値シミュレーションからの独立した予測と一致します。[172]主要モードの周波数と減衰時間は、光子球の形状によって決まります。したがって、このモードの観測により光子球の存在が確認されますが、光子球を持つほどコンパクトなブラックホールの代替となる可能性のあるエキゾチックな天体を排除することはできません。[171] [173]
この観測は、恒星質量ブラックホール連星の存在を示す初めての観測的証拠でもある。さらに、これは25太陽質量以上の恒星質量ブラックホールの存在を示す初めての観測的証拠でもある。[174]
それ以来、さらに多くの重力波現象が観測されている。[175]
いて座A*を周回する星々
我々の銀河系の中心付近の恒星の固有運動は、これらの恒星が超大質量ブラックホールを周回しているという強力な観測的証拠を提供している。 [176] 1995年以来、天文学者は電波源であるいて座A*と一致する目に見えない物体を周回する90個の恒星の運動を追跡してきた。それらの運動をケプラーの軌道に当てはめることにより、天文学者は1998年に、 これらの星の運動を引き起こすには、2.6 × 10 6 M☉の物体が半径0.02光年の体積内に収まっている必要がある。 [177]
それ以来、 S2と呼ばれる星の1つが完全な軌道を周回しました。軌道データから、天文学者は質量の計算を精緻化して、これらの星の軌道運動を引き起こしている物体の大きさは4.3 × 10 6 M ☉で、半径は 0.002 光年未満です。[176]物体の大きさの上限は、シュワルツシルト半径よりも小さいかどうかをテストするにはまだ大きすぎます。それでも、これらの観測は中心物体が超大質量ブラックホールであることを強く示唆しています。これほど小さな体積にこれほど多くの目に見えない質量を閉じ込めるもっともらしいシナリオは他にありません。[177]さらに、この物体がブラックホール特有の特徴である事象の地平線を持っている可能性があるという観測的証拠もあります。[178]
物質の集積
角運動量保存則により、[180]巨大な物体によって作られた重力井戸に落ち込むガスは、通常、物体の周囲に円盤状の構造を形成する。ブラックホールとコロナの描写などの芸術家の想像図では、ブラックホールが平らな空間の物体で、そのすぐ後ろの円盤の一部が隠れているかのように描かれることが多いが、実際には重力レンズ効果によって降着円盤の画像は大きく歪んでしまう。[181]
このようなディスク内では、摩擦によって角運動量が外側に輸送され、物質がさらに内側に落ち、位置エネルギーが放出され、ガスの温度が上昇します。[182]
降着する天体が中性子星またはブラックホールの場合、内部降着円盤内のガスは、コンパクト天体に近いため、非常に高速で周回します。その結果生じる摩擦は非常に大きく、内部円盤は大量の電磁放射（主にX線）を放出する温度まで加熱されます。これらの明るいX線源は、望遠鏡で検出される場合があります。この降着プロセスは、知られている中で最も効率的なエネルギー生成プロセスの1つです。降着した物質の静止質量の最大40％が放射線として放出されます。[182]核融合では、静止質量の約0.7％のみがエネルギーとして放出されます。多くの場合、降着円盤には、極に沿って放出される相対論的ジェットが伴い、エネルギーの多くを運び去ります。これらのジェットの生成メカニズムは、データが不十分なこともあり、現在十分に理解されていません。[183]
そのため、宇宙のよりエネルギーの高い現象の多くは、ブラックホールへの物質の集積によるものとされてきた。特に、活動銀河核とクエーサーは、超大質量ブラックホールの集積円盤であると考えられている。[184]同様に、X線連星は、2つの恒星のうちの1つが伴星から物質を集積しているコンパクトな天体である連星系であると一般に認められている。 [184]また、超高輝度X線源の中には、中質量ブラックホールの集積円盤である可能性もあると示唆されている。[185]
銀河核の超大質量ブラックホールのすぐ近くでは、潮汐力によって星が引き裂かれる現象が観測されており、これは潮汐破壊現象 (TDE)として知られています。破壊された星の物質の一部はブラックホールの周りに降着円盤を形成し、観測可能な電磁放射を放射します。
2011年11月、超大質量ブラックホールの周りのクエーサー降着円盤の初めての直接観測が報告されました。[186] [187]
X線連星
X線連星系は、スペクトルのX線部分で放射の大部分を放出する連星系です。これらのX線放射は、一般的に、星の1つ（コンパクトオブジェクト）が別の（通常の）星から物質を吸収することによって発生すると考えられています。このようなシステムで通常の星が存在すると、中心のオブジェクトを研究し、それがブラックホールであるかどうかを判断する機会が得られます。[184]
そのような系が、直接コンパクト天体まで遡ることができる信号を発している場合、それはブラックホールではない。しかし、そのような信号が存在しないからといって、コンパクト天体が中性子星である可能性が排除されるわけではない。伴星を研究することで、系の軌道パラメータを取得し、コンパクト天体の質量を推定できることが多い。これがトルマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界（星が崩壊せずに持つことができる最大質量）よりもはるかに大きい場合、その天体は中性子星ではない可能性があり、一般的にブラックホールであると予想される。[184]
ブラックホールの最初の有力な候補であるはくちょう座X-1は、 1972年にチャールズ・トーマス・ボルトン、[188] 、 ルイーズ・ウェブスター、ポール・マーディン[189]によってこの方法で発見されました。 [190] [191]伴星が候補のブラックホールよりもはるかに重いことから生じる不確実性のため、いくらかの疑問が残りました。現在、ブラックホールのより良い候補は、軟X線トランジェントと呼ばれるX線連星のクラスに見つかっています。このクラスのシステムでは、伴星の質量が比較的小さいため、ブラックホールの質量をより正確に推定できます。これらのシステムは、10年から50年に一度、数か月間だけ活発にX線を放射します。静穏と呼ばれるX線放射が低い期間中、降着円盤は非常に暗く、この期間中は伴星を詳細に観測できます。そのような最良の候補の1つは、はくちょう座V404です。[184]
準周期振動
降着円盤からのX線放射は、特定の周波数で点滅することがあります。これらの信号は準周期振動と呼ばれ、降着円盤（最も内側の安定した円軌道）の内側の縁に沿って移動する物質によって引き起こされると考えられています。そのため、その周波数はコンパクトオブジェクトの質量と関連しています。したがって、これらは候補ブラックホールの質量を決定するための代替方法として使用できます。[192]
銀河核
天文学者は、異常なスペクトル線放射や非常に強い電波放射など、異常な特徴を持つ銀河を「活動銀河」と呼んでいます。理論的および観測的研究により、これらの活動銀河核 (AGN) の活動は、恒星のブラックホールより数百万倍も重い超大質量ブラックホールの存在によって説明できることが示されています。これらの AGN のモデルは、太陽より数百万倍または数十億倍も重い中心ブラックホール、降着円盤と呼ばれる星間ガスと塵の円盤、および降着円盤に垂直な 2 つのジェットで構成されています。[194] [195]
超大質量ブラックホールはほとんどのAGNで発見されると予想されているが、中心の超大質量ブラックホール候補の実際の質量を特定し測定する試みにおいて、より注意深く研究された銀河核はいくつかある。超大質量ブラックホール候補を持つ最も有名な銀河には、アンドロメダ銀河、M32、M87、NGC 3115 、 NGC 3377 、NGC 4258、NGC 4889、NGC 1277、OJ 287、APM 08279+5255、ソンブレロ銀河などがある。[196]
現在では、活動銀河に限らず、ほぼすべての銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在することが広く認められています。[197]このブラックホールの質量とホスト銀河のバルジの速度分散との間には密接な相関関係があり、これはM-シグマ関係として知られており、ブラックホールの形成と銀河自体の形成との間に関連があることを強く示唆しています。[198]
マイクロレンズ
物体のブラックホールとしての性質をテストする別の方法は、その近くの強い重力場によって引き起こされる効果を観測することです。そのような効果の1つが重力レンズ効果です。質量の大きい物体の周りの時空の変形により、光線が光学レンズを通過するなどして偏向します。弱い重力レンズ効果の観測が行われており、光線はわずか数秒角だけ偏向します。マイクロレンズ効果は、光源が分解されず、観測者が小さな明るさの増加を観察するときに発生します。ミクロレンズ効果は、この方法でブラックホールの最初の3つの候補が検出されました。[199] [200]そして2022年1月、天文学者は孤立したブラックホールからのマイクロレンズ効果イベントの最初の確認された検出を報告しました。[201]
ブラックホールによる重力レンズ効果を観測するもう一つの可能性は、ブラックホールを周回する星を観測することだ。いて座A*の周回軌道上にはそのような観測の候補となるものがいくつかあります。[202]
代替案
恒星ブラックホールの証拠は、中性子星の質量の上限の存在に大きく依存している。この上限の大きさは、高密度物質の特性に関する仮定に大きく依存する。新しいエキゾチックな物質相がこの限界を押し上げる可能性がある。[184]高密度の自由クォーク相は、高密度クォーク星の存在を可能にする可能性があり、 [203]いくつかの超対称モデルはQ星の存在を予測している。[204]標準モデルのいくつかの拡張では、クォークとレプトンの基本的な構成要素としてプレオンが存在すると仮定しており、仮説的にはプレオン星を形成できる。[205]これらの仮説モデルは、恒星ブラックホール候補の多くの観測を潜在的に説明できる可能性がある。しかし、一般相対性理論の議論から、そのような物体はどれも最大質量を持つことがわかる。[184]
シュワルツシルト半径内のブラックホールの平均密度は質量の2乗に反比例するため、超大質量ブラックホールは恒星ブラックホールよりも密度がはるかに低くなります。108 M ☉ブラックホールの質量は水の質量に匹敵します。 [184]その結果、超大質量ブラックホールを形成する物質の物理ははるかによく理解され、超大質量ブラックホールの観測に対する代替説明ははるかに平凡なものになりました。たとえば、超大質量ブラックホールは、非常に暗い物体の大きなクラスターによってモデル化できます。しかし、そのような代替モデルは通常、超大質量ブラックホール候補を説明するのに十分安定していません。 [184]
恒星ブラックホールと超大質量ブラックホールの存在の証拠は、ブラックホールが形成されないためには、一般相対性理論が重力理論として失敗しなければならないことを示唆している。これはおそらく量子力学的補正の始まりによるものである。量子重力理論の非常に期待される特徴は、特異点や事象の地平線を特徴としないことであり、したがってブラックホールは実際の人工物ではないだろう。[206]たとえば、弦理論に基づくファズボールモデル[207]では、ブラックホール解の個々の状態は一般に事象の地平線や特異点を持たないが、古典的/半古典的な観測者にとって、そのような状態の統計的平均は、一般相対性理論から推定される通常のブラックホールとまったく同じように見える。[208]
いくつかの理論上の天体は、天文学上のブラックホール候補の観測結果と全く同一またはほぼ同一に一致すると推測されているが、[173]それらは異なるメカニズムを介して機能する。これらには、グラバスター[209]、ブラックスター[210]、関連するネスター[211]、ダークエネルギースター[212]が含まれる。
未解決の質問
エントロピーと熱力学
1971年、ホーキングは一般的な条件下[注 5]で、古典的なブラックホールの集合の事象の地平線の総面積は、たとえそれらが衝突して合体したとしても決して減少しないことを示した。[213]現在ではブラックホール力学の第二法則として知られているこの結果は、孤立したシステムの全エントロピーは決して減少しないという熱力学の第二法則と驚くほど似ている。絶対零度の古典的な物体と同様に、ブラックホールのエントロピーはゼロであると想定されていた。これが事実であれば、エントロピーを帯びた物質がブラックホールに入ることで熱力学の第二法則が破られ、宇宙の全エントロピーが減少することになる。そのため、ベッケンシュタインは、ブラックホールにはエントロピーがあり、それがブラックホールの地平線の面積に比例するはずだと提案した。[214]
熱力学の法則とのつながりは、1974年にホーキングが量子場理論によればブラックホールは一定温度で黒体放射を放射すると予測していることを発見したことでさらに強化された。これはブラックホール力学の第二法則に違反しているように見える。放射はブラックホールからエネルギーを奪い、ブラックホールを縮小させるからである。放射はエントロピーも奪うので、一般的な仮定の下では、ブラックホールを取り囲む物質のエントロピーとプランク単位で測った地平線の面積の4分の1の合計は実際には常に増加しているということを証明できる。これにより、質量がエネルギーとして、表面重力が温度として、面積がエントロピーとして作用する熱力学の第一法則の類似物としてブラックホール力学の第一法則を定式化できる。[214]
不可解な特徴の1つは、ブラックホールのエントロピーは、その体積ではなく面積に比例するという点である。これは、エントロピーは通常、システムの体積に比例する量であるにもかかわらずである。この奇妙な特性から、ジェラルド・トホーフトとレナード・サスキンドはホログラフィック原理を提唱した。ホログラフィック原理は、時空の体積内で起こるあらゆる出来事は、その体積の境界上のデータによって記述できるというものである。[215]
一般相対論はブラックホールのエントロピーの半古典的な計算に使用できるが、この状況は理論的には満足のいくものではない。統計力学では、エントロピーは、質量、電荷、圧力など、同じマクロな性質を持つシステムのミクロな構成の数を数えることと理解されている。量子重力の満足のいく理論がなければ、ブラックホールに対してそのような計算を行うことはできない。量子重力へのさまざまなアプローチで、ある程度の進歩が遂げられている。1995年、アンドリュー・ストロミンガーとカムラン・ヴァファは、弦理論で特定の超対称ブラックホールのミクロ状態を数えると、ベッケンシュタイン・ホーキングのエントロピーが再現されることを示した。[216]それ以来、弦理論とループ量子重力のような量子重力への他のアプローチの両方で、さまざまなブラックホールについて同様の結果が報告されている。[217]
情報損失のパラドックス
ブラックホールには内部パラメータがほとんどないため、ブラックホールの形成に関与した物質に関する情報のほとんどは失われます。ブラックホールに入る物質の種類に関係なく、総質量、電荷、角運動量に関する情報のみが保存されるようです。ブラックホールが永久に存続すると考えられている限り、この情報の損失はそれほど問題ではありません。なぜなら、情報はブラックホールの内部に存在し、外部からはアクセスできないが、ホログラフィック原理に従って事象の地平線上に表されると考えられるからです。しかし、ブラックホールはホーキング放射を放出してゆっくりと蒸発します。この放射はブラックホールを形成した物質に関する追加情報を運んでいないようで、この情報は永久に失われたように見えます。[218]
ブラックホールで情報が本当に失われているかどうかという疑問（ブラックホール情報パラドックス）は、理論物理学界を二分してきました。量子力学では、情報の損失はユニタリー性と呼ばれる性質の違反に対応し、ユニタリー性の損失はエネルギー保存則の違反も意味すると主張されてきましたが、[219]これも議論の的となっています。[220]近年、この問題の完全な量子重力処理では情報とユニタリー性が実際に保存されているという証拠が蓄積されてきました。[221]
ブラックホールの情報パラドックスを解決する試みの 1 つに、ブラックホールの相補性があります。2012 年には、ブラックホールの相補性では情報パラドックスを解決できないことを実証する目的で、 「ファイアウォール パラドックス」が導入されました。曲がった時空における量子場の理論によると、ホーキング放射の1 回の放射には、相互に絡み合った2 つの粒子が関与します。放射される粒子は脱出し、ホーキング放射の量子として放射されます。一方、落下する粒子はブラックホールに飲み込まれます。ブラックホールが過去に有限の時間内に形成され、将来の有限の時間内に完全に蒸発すると仮定します。すると、ホーキング放射内にエンコードされた有限量の情報のみが放射されます。ドン ペイジ[222] [223]やレナード サスキンドなどの物理学者の研究によると、放射される粒子がブラックホールから以前に放射されたすべてのホーキング放射と絡み合うようになる時間が最終的に来ます。
これは一見矛盾を生じさせる。「エンタングルメントの一夫一婦制」と呼ばれる原理では、他の量子システムと同様に、出ていく粒子が同時に他の 2 つのシステムと完全にエンタングルメントされることはないとされている。しかし、ここでは出ていく粒子は、入ってくる粒子と、独立して過去のホーキング放射の両方とエンタングルメントされているように見える。[224]この矛盾を解決するために、物理学者は最終的に、アインシュタインの等価原理、ユニタリー性、または局所量子場理論という、長年実証されてきた 3 つの原理のいずれかを放棄せざるを得なくなるかもしれない。等価原理に反する 1 つの解決策は、「ファイアウォール」が事象の地平線で入ってくる粒子を破壊することである。[225]一般に、これらの仮定のうちどれを放棄すべきかは、議論の余地がある。[220]
サイエンスフィクションでは
クリストファー・ノーラン監督の2014年のSF大作『インターステラー』には、ガルガンチュアとして知られるブラックホールが登場する。これは、遠い銀河にある惑星系の中心天体である。人類は、土星付近の太陽系外縁部のワームホールを経由してこの系にアクセスした。
参照
注記
- ^ブラックホール以外の天体では cJ/GM 2の値は1を超えることがある。中性子星で知られている最大値は≤ 0.4であり、一般的に使用される状態方程式ではその値は< 0.7に制限される。[78]
- ^ (外側の)事象の地平線の半径は次のように表されます:
- ^ 可能な経路の集合、より正確には、すべての可能な世界線を含む未来の光円錐（この図では、光円錐は光線の世界線を表す矢印で囲まれたV字型の領域で表されます）は、エディントン-フィンケルシュタイン座標ではこのように傾いています（この図はエディントン-フィンケルシュタイン座標図の「漫画」バージョンです）。しかし、他の座標では光円錐はこのように傾いていません。たとえば、シュヴァルツシルト座標では、事象の地平線に近づくにつれて光円錐は傾かずに狭まり、クルスカル-シェケレス座標では光円錐の形や向きはまったく変わりません。[81]
- ^ これは4次元時空にのみ当てはまります。高次元ではブラックリングのようなより複雑な地平線トポロジーが考えられます。[93] [94]
- ^ 特に、彼はすべての物質が弱エネルギー条件を満たすと仮定した。
参考文献
- ^ Oldham, LJ; Auger, MW (2016年3月). 「複数のトレーサーによる銀河構造 – II. M87、パーセクからメガパーセクスケールまで」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Bibcode :2016MNRAS.457..421O. doi : 10.1093/mnras/stv2982 . ISSN 0035-8711. S2CID 119166670.
- ^ ウォルド 1984、299-300 ページ
- ^ ab Wald, RM (1997). 「重力崩壊と宇宙検閲」。Iyer, BR; Bhawal, B. (編)。ブラックホール、重力放射、そして宇宙。ドルドレヒト: Springer。pp . 69–86。arXiv : gr -qc/9710068。doi : 10.1007/978-94-017-0934-7。ISBN 978-9401709347。
- ^ Overbye, Dennis (2015年6月8日). 「ブラックホールハンター」NASA . 2015年6月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年6月8日閲覧。
- ^ Hamilton, A. 「Journey into a Schwarzschild black hole」. jila.colorado.edu . 2019年9月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年6月28日閲覧。
- ^ シュッツ、バーナード F. (2003)。『重力は地面から上昇する』ケンブリッジ大学出版局、p. 110。ISBN 978-0-521-45506-02016年12月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Davies, PCW (1978). 「ブラックホールの熱力学」(PDF) . Reports on Progress in Physics . 41 (8): 1313–1355. Bibcode :1978RPPh...41.1313D. doi :10.1088/0034-4885/41/8/004. S2CID 250916407. 2013年5月10日時点のオリジナル(PDF)からのアーカイブ。
- ^ abc Montgomery, Colin; Orchiston, Wayne; Whittingham, Ian (2009). 「Michell, Laplace and the origin of the black hole concept」(PDF) . Journal of Astronomical History and Heritage . 12 (2): 90–96. Bibcode :2009JAHH...12...90M. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01. S2CID 55890996.
- ^ ウェブスター、B. ルイーズ、マーディン、ポール (1972)、「はくちょう座 X-1 は重い伴星を持つ分光連星か?」、ネイチャー、235 (5332): 37–38、Bibcode :1972Natur.235...37W、doi :10.1038/235037a0、S2CID 4195462
- ^ ボルトン、CT (1972)、「HDE 226868 による Cygnus X-1 の識別」、Nature、235 (5336): 271–273、Bibcode :1972Natur.235..271B、doi :10.1038/235271b0、S2CID 4222070
- ^ Clery D (2020). 「ブラックホールが星を飲み込む様子を捉える」. Science . 367 (6477): 495. Bibcode :2020Sci...367..495C. doi :10.1126/science.367.6477.495. PMID 32001633. S2CID 210984462.
- ^ ミッシェル、J. (1784)。「恒星の光速の減少の結果として恒星の距離、等級などを発見する手段について、恒星のいずれかでそのような減少が見られる場合、また、その目的のためにさらに必要な他のデータを観測から取得する」。王立協会哲学論文集。74 : 35–57。Bibcode : 1784RSPT... 74 ...35M。doi : 10.1098/ rstl.1784.0008。JSTOR 106576 。
- ^ ソーン 1994、123-124 ページより
- ^ スレイター、エリザベス M.; スレイター、ヘンリー S. (1992)。光と電子顕微鏡。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-33948-32017年11月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Crass、天文学研究所 - デザイン：DR WilkinsとSJ「ブラックホールから逃げる光」www.ast.cam.ac.uk。2019年7月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年3月10日閲覧。
- ^レヴィ、アダム（2021年1月11日）。「ブラックホールは理論から現実へとどのように変化 したか」Knowable Magazine。doi：10.1146 /knowable-010921-1 。 2022年3月25日閲覧。
- ^ ab Schwarzschild、K. (1916)。 「重力フェルド・アイネス・マセンパンクテス・ナハ・デア・アインシュタイン理論」。Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften。7 : 189–196。ビブコード:1916SPAW....189S。
- 翻訳: Antoci, S.; Loinger, A. (1999). 「アインシュタインの理論による質点の重力場について」arXiv : physics/9905030 .およびシュワルツシルト、K. (1916)。 「重力フェルドアイナークーゲルはアインシュタイン理論を完全に圧縮できます」。Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften。18 : 424–434。Bibcode :1916skpa.conf..424S。
- 翻訳: Antoci, S. (1999). 「アインシュタインの理論による非圧縮性流体球の重力場について」arXiv : physics/9912033。
- ^ Droste, J. (1917). 「アインシュタインの重力理論における単一中心の場と、その場における粒子の運動について」(PDF)。Proceedings Royal Academy Amsterdam。19 (1): 197–215。 2013年5月18日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2012年9月16日閲覧。
- ^ Kox, AJ (1992)。「オランダにおける一般相対性理論: 1915-1920」。Eisenstaedt, Jean、Kox, AJ (編)。一般相対性理論の歴史研究。ビルクハウザー。p. 41。ISBN 978-0-8176-3479-7. 2016年8月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年2月23日閲覧。
- ^ 't Hooft, G. (2009). 「ブラックホール理論入門」(PDF)。理論物理学研究所/スピノザ研究所。pp. 47–48。2009年5月21日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2010年6月24日閲覧。
- ^ エディントン、アーサー（1926年）。星の内部構造。サイエンス。第52巻。ケンブリッジ大学出版局。pp. 233–40。Bibcode ：1920Sci ....52..233E。doi ：10.1126 / science.52.1341.233。ISBN 978-0-521-33708-3. PMID 17747682. 2016年8月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ ソーン、キップ・S.、ホーキング、スティーブン（1994）。ブラックホールとタイムワープ：アインシュタインのとんでもない遺産。WWノートン＆カンパニー。pp. 134–135。ISBN 978-0-393-31276-82019年4月12日閲覧。
最初の結論は、光は逃げないというニュートンのバージョンでした。2番目は、半ば正確な相対論的な説明でした。そして3番目は、典型的なエディントンの誇張でした ...星が臨界円周と同じくらい小さいとき、曲率は強いですが無限ではなく、空間が星の周りに巻き付いていることは絶対にありません。エディントンはこれを知っていたかもしれませんが、彼の説明は良い物語になり、シュワルツシルトの時空曲率の精神を気まぐれな方法で捉えました。
- ^ ベンカタラマン、G. (1992)。チャンドラセカールとその限界。大学出版局。p. 89。ISBN 978-81-7371-035-32016年8月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Detweiler, S. (1981). 「リソースレターBH-1: ブラックホール」. American Journal of Physics . 49 (5): 394–400. Bibcode :1981AmJPh..49..394D. doi :10.1119/1.12686.
- ^ Harpaz、A. (1994)。星の進化。AKピーターズ。 p. 105.ISBN 978-1-56881-012-62016年8月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ ab Oppenheimer, JR ; Volkoff, GM (1939). 「巨大中性子コアについて」. Physical Review . 55 (4): 374–381. Bibcode :1939PhRv...55..374O. doi :10.1103/PhysRev.55.374.
- ^ Bombaci, I. (1996). 「中性子星の最大質量」.天文学と天体物理学. 305 : 871–877.書誌コード:1996A&A...305..871B.
- ^ Cho, A. (2018年2月16日). 「中性子星の重量制限が明らかに」. Science . 359 (6377): 724–725. Bibcode :2018Sci...359..724C. doi :10.1126/science.359.6377.724. PMID 29449468.
- ^ Margalit, B.; Metzger, BD (2017年12月1日). 「GW170817のマルチメッセンジャー観測による中性子星の最大質量の制約」.アストロフィジカルジャーナル. 850 (2): L19. arXiv : 1710.05938 . Bibcode :2017ApJ...850L..19M. doi : 10.3847/2041-8213/aa991c . S2CID 119342447.
- ^ 柴田 正之; 藤林 聡; 仏坂 健; 木内 健; 久徳 健; 関口 勇; 田中 正之 (2017年12月22日). 「数値相対論に基づくGW170817のモデリングとその意味」. Physical Review D . 96 (12): 123012. arXiv : 1710.07579 . Bibcode :2017PhRvD..96l3012S. doi :10.1103/PhysRevD.96.123012. S2CID 119206732.
- ^ Ruiz, M.; Shapiro, SL; Tsokaros, A. (2018年1月11日). 「GW170817、一般相対論的磁気流体力学シミュレーション、および中性子星の最大質量」. Physical Review D . 97 (2): 021501. arXiv : 1711.00473 . Bibcode :2018PhRvD..97b1501R. doi :10.1103/PhysRevD.97.021501. PMC 6036631 . PMID 30003183.
- ^ Rezzolla, L.; Most, ER; Weih, LR (2018年1月9日). 「重力波観測と準普遍関係を用いた中性子星の最大質量の制約」.アストロフィジカルジャーナル. 852 (2): L25. arXiv : 1711.00314 . Bibcode :2018ApJ...852L..25R. doi : 10.3847/2041-8213/aaa401 . S2CID 119359694.
- ^ Ruffini, R. ; Wheeler, JA (1971). 「ブラックホールの紹介」(PDF) . Physics Today . 24 (1): 30–41. Bibcode :1971PhT....24a..30R. doi :10.1063/1.3022513. 2011年7月25日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2009年12月5日閲覧。
- ^ ab Bernstein, Jeremy (2007). 「The Reluctant Father of Black Holes」. Scientific American . 17 : 4–11. doi :10.1038/scientificamerican0407-4sp . 2023年8月3日閲覧。
- ^ Oppenheimer, JR; Snyder, H. (1939). 「継続的重力収縮について」. Physical Review . 56 (5): 455–459. Bibcode :1939PhRv...56..455O. doi : 10.1103/PhysRev.56.455 .
- ^ Finkelstein, D. (1958). 「点粒子の重力場の過去と未来の非対称性」. Physical Review . 110 (4): 965–967. Bibcode :1958PhRv..110..965F. doi :10.1103/PhysRev.110.965.
- ^ Kruskal, M. (1960). 「シュワルツシルト計量の最大拡張」. Physical Review . 119 (5): 1743. Bibcode :1960PhRv..119.1743K. doi :10.1103/PhysRev.119.1743.
- ^ Hewish, A. ; et al. (1968). 「急速に脈動する電波源の観測」. Nature . 217 (5130): 709–713. Bibcode :1968Natur.217..709H. doi :10.1038/217709a0. S2CID 4277613.
- ^ Pilkington, JDH; et al. (1968). 「さらなるパルス電波源の観測」. Nature . 218 (5137): 126–129. Bibcode :1968Natur.218..126P. doi :10.1038/218126a0. S2CID 4253103.
- ^ Hewish, A. (1970). 「パルサー」.天文学と天体物理学の年次レビュー. 8 (1): 265–296. Bibcode :1970ARA&A...8..265H. doi :10.1146/annurev.aa.08.090170.001405.
- ^ ボワソノー、ロレーヌ（2018年2月28日）。「50年前、大学院生の発見が天体物理学の進路を変えた」スミソニアン誌。2023年12月22日閲覧。
- ^ Newman, ET ; et al. (1965). 「回転する荷電質量の測定基準」. Journal of Mathematical Physics . 6 (6): 918. Bibcode :1965JMP.....6..918N. doi :10.1063/1.1704351.
- ^ イスラエル、W. (1967). 「静的真空時空における事象の地平線」.フィジカルレビュー. 164 (5): 1776. Bibcode :1967PhRv..164.1776I. doi :10.1103/PhysRev.164.1776.
- ^ Carter, B. (1971). 「軸対称ブラックホールの自由度は2つだけ」. Physical Review Letters . 26 (6): 331. Bibcode :1971PhRvL..26..331C. doi :10.1103/PhysRevLett.26.331.
- ^ Carter, B. (1977). 「真空ブラックホールの一意性定理とその考えられる一般化」。一般相対性理論に関する第 1 回マルセル・グロスマン会議の議事録。pp. 243–254。
- ^ Robinson, D. (1975). 「カーブラックホールのユニークさ」. Physical Review Letters . 34 (14): 905. Bibcode :1975PhRvL..34..905R. doi :10.1103/PhysRevLett.34.905.
- ^ ab Heusler, M. (2012). 「定常ブラックホール：ユニークさとそれ以上」Living Reviews in Relativity . 15 (7): 7. arXiv : 1205.6112 . Bibcode :2012LRR....15....7C. doi : 10.12942/lrr-2012-7 . PMC 5255892 . PMID 28179837.
- ^ ab Penrose, R. (1965). 「重力崩壊と時空特異点」(PDF) . Physical Review Letters . 14 (3): 57. Bibcode :1965PhRvL..14...57P. doi :10.1103/PhysRevLett.14.57. S2CID 116755736. 2020年10月11日時点の オリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Ford, LH (2003). 「古典的特異点定理とその量子的抜け穴」.国際理論物理学ジャーナル. 42 (6): 1219–1227. arXiv : gr-qc/0301045 . Bibcode :2003gr.qc.....1045F. doi :10.1023/A:1025754515197. S2CID 14404560.
- ^ “2020年ノーベル物理学賞”. NobelPrize.org . 2021年4月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年10月8日閲覧。
- ^ Rolston, Bruce (1997年11月10日)、The First Black Hole、トロント大学、2008年3月7日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2008年3月11日閲覧。
- ^ シップマン、HL; ユウ、Z; ドゥ、YW (1975)、「白鳥座X-1の三重星モデルのあり得ない歴史 ブラックホールの証拠」、天体物理学レター、16 (1): 9–12、Bibcode :1975ApL....16....9S、doi :10.1016/S0304-8853(99)00384-4
- ^ Bardeen, JM ; Carter, B. ; Hawking, SW (1973). 「ブラックホール力学の4つの法則」. Communications in Mathematical Physics . 31 (2): 161–170. Bibcode :1973CMaPh..31..161B. doi :10.1007/BF01645742. MR 0334798. S2CID 54690354. Zbl 1125.83309. 2020年5月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年6月4日閲覧。
- ^ abc Hawking, SW (1974). 「ブラックホール爆発?」Nature . 248 (5443): 30–31. Bibcode :1974Natur.248...30H. doi :10.1038/248030a0. S2CID 4290107.
- ^ abcd Abbott, BP; et al. (2016). 「バイナリブラックホールの合体による重力波の観測」. Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode :2016PhRvL.116f1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. S2CID 124959784.
- ^イベント ・ホライズン・テレスコープ(2019)。「M87イベント・ホライズン・テレスコープによる初の成果。I. 超大質量ブラックホールの影」。天体物理学ジャーナル。875 ( 1 ) : L1。arXiv : 1906.11238。Bibcode : 2019ApJ ...875L...1E。doi : 10.3847/2041-8213/ ab0ec7。S2CID 145906806。
- ^ Bouman, Katherine L. ; Johnson, Michael D.; Zoran, Daniel; Fish, Vincent L.; Doeleman, Sheperd S.; Freeman, William T. (2016). 「VLBI 画像再構成のための計算画像」。2016 IEEEコンピュータビジョンおよびパターン認識会議 (CVPR)。pp. 913–922。arXiv : 1512.01413。doi : 10.1109 /CVPR.2016.105。hdl :1721.1 / 103077。ISBN 978-1-4673-8851-1. S2CID 9085016。
- ^ ガーディナー、エイダン（2018年4月12日）。「ブラックホールがついに姿を現すとき、私たち専用の宇宙記者がいると助かる - 天文学者たちは水曜日、ブラックホールの最初の画像を撮影したと発表した。タイムズのデニス・オーバーバイが読者の質問に答える」。ニューヨーク・タイムズ。 2022年1月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年4月15日閲覧。
- ^ El-Badry, Kareem; Rix, Hans-Walter; Quataert, Eliot; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Fuller, Jim; Hawkins, Keith; Breivik, Katelyn; Wong, Kaze WK; Rodriguez, Antonio C.; Conroy, Charlie; Shahaf, Sahar; Mazeh, Tsevi; Arenou, Frédéric; Burdge, Kevin B.; Bashi, Dolev; Faigler, Simchon; Weisz, Daniel R.; Seeburger, Rhys; Monter, Silvia Almada; Wojno, Jennifer (2023). 「ブラックホールを周回する太陽のような星」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 518 : 1057–1085. arXiv : 2209.06833 .出典：http : //www.mnras.org/
- ^ 「ESO機器が地球に最も近いブラックホールを発見」。ヨーロッパ南天天文台。2020年5月6日。2020年5月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年4月2日閲覧。
- ^ ab 「MITのMarcia Bartusiakが宇宙における私たちの位置を理解する」www.wbur.org 2018年10月9日。2019年4月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年4月12日閲覧。
- ^ ab トム・ジークフリート (2013年12月23日)。「50年後、誰がブラックホールと名付けたのかは不明」。サイエンスニュース。2017年3月9日時点のオリジナルからアーカイブ。2017年9月24日閲覧。
「ブラックホール」という呼称は、1964年1月にクリーブランドで開催されたアメリカ科学振興協会の会議でも話題になったようだ。サイエンスニュースレターの記者アン・ユーイングは、その会議からレポートし、強力な重力場がどのようにして星を崩壊させるのかを説明した。「そのような星は、宇宙に『ブラックホール』を形成する」とユーイングは書いている。
- ^ Brown, Emma (2010年8月3日). 「ジャーナリストのアン・E・ユーイングがブラックホールを初めて報告」. Boston.com . 2017年9月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年9月24日閲覧。
- ^ 「先駆的物理学者ジョン・ウィーラーが96歳で死去」。サイエンティフィック・アメリカン。2016年11月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年11月27日閲覧。
- ^ オーバーバイ、デニス（2008年4月14日）。「『ブラックホール』という用語を作った物理学者ジョン・A・ウィーラーが96歳で死去」ニューヨーク・タイムズ。2016年11月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年11月27日閲覧。
- ^ キャロル 2004、253 ページ
- ^ Reynolds, Christopher S. (2019年1月). 「ブラックホールの回転を観測する」. Nature Astronomy . 3 (1): 41–47. arXiv : 1903.11704 . Bibcode :2019NatAs...3...41R. doi :10.1038/s41550-018-0665-z. ISSN 2397-3366. S2CID 85543351. 2020年11月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年8月21日閲覧。
- ^ Thorne, KS ; Price, RH (1986).ブラックホール：膜パラダイム。イェール大学出版局。ISBN 978-0-300-03770-8。
- ^ ab Anderson, Warren G. (1996). 「ブラックホールの情報損失問題」. Usenet Physics FAQ . 2009年1月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年3月24日閲覧。
- ^ Preskill, J. (1994年10月21日). ブラックホールと情報: 量子物理学の危機(PDF) . Caltech Theory Seminar. 2008年5月18日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。 2009年5月17日閲覧。
- ^ Preskill, J. (1994年10月21日). ブラックホールと情報: 量子物理学の危機(PDF) . Caltech Theory Seminar. 2008年5月18日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。 2009年5月17日閲覧。
- ^ ホーキング＆エリス 1973、付録B
- ^ シーズ、マイケル A.; バックマン、ダナ E. (2007)。天文学の展望。Cengage Learning。p. 167。ISBN 978-0-495-11352-22016年8月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Shapiro, SL; Teukolsky, SA (1983).ブラックホール、白色矮星、中性子星：コンパクト天体の物理学。John Wiley and Sons。p. 357。ISBN 978-0-471-87316-7。
- ^ Berger, BK (2002). 「時空特異点への数値的アプローチ」Living Reviews in Relativity . 5 (1): 2002–1. arXiv : gr-qc/0201056 . Bibcode :2002LRR.....5....1B. doi : 10.12942/lrr-2002-1 . PMC 5256073. PMID 28179859 .
- ^ McClintock, JE; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, RA; Davis, SW; Li, L.-X. (2006). 「近極限カーブラックホール GRS 1915+105 のスピン」.アストロフィジカルジャーナル. 652 (1): 518–539. arXiv : astro-ph/0606076 . Bibcode :2006ApJ...652..518M. doi :10.1086/508457. S2CID 1762307.
- ^ abc Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaborationおよび Virgo Collaboration) (2017 年 6 月 1 日). 「GW170104: 赤方偏移 0.2 での 50 太陽質量の連星ブラックホールの合体の観測」. Physical Review Letters . 118 (22): 221101. arXiv : 1706.01812 . Bibcode :2017PhRvL.118v1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.118.221101. PMID 28621973. S2CID 206291714.
- ^ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2017年10月16日). 「GW170817: 連星中性子星インスパイラルからの重力波の観測」. Physical Review Letters . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode :2017PhRvL.119p1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225. S2CID 217163611.
- ^ ウォルド 1984、124-125 ページ
- ^ Saa, Alberto; Santarelli, Raphael (2011 年 7 月 18 日). 「近極限カー・ニューマン ブラックホールの破壊」. Physical Review D. 84 ( 2): 027501. arXiv : 1105.3950 . Bibcode :2011PhRvD..84b7501S. doi :10.1103/PhysRevD.84.027501. S2CID 118487989.
- ^ ミスナー、ソーン＆ウィーラー 1973、p.848
- ^ デイヴィス、ポール (1992)。『新物理学』（イラスト版）。ケンブリッジ大学出版局。26 ページ。ISBN 978-0-521-43831-5. 2021年8月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年9月25日閲覧。26ページの抜粋 2021年8月15日にWayback Machineにアーカイブされました
- ^ フライシュ、ダニエル、クレゲノウ、ジュリア (2013)。『天文学の数学への学生ガイド』（イラスト版）。ケンブリッジ大学出版局。168 ページ。ISBN 978-1-107-03494-5. 2021年8月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年9月25日閲覧。168ページの抜粋 2021年8月17日Wayback Machineにアーカイブ
- ^ ウィーラー 2007、179 ページ
- ^ キャロル 2004、第 5.4 章および第 7.3 章
- ^ 「特異点とブラックホール > ライトコーンと因果構造」plato.stanford.edu。スタンフォード哲学百科事典。2019年5月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年3月11日閲覧。
- ^ キャロル 2004、217 ページ
- ^ キャロル 2004、218 ページ
- ^ 「ブラックホールの内部」。宇宙とその秘密を知る。2009年4月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年3月26日閲覧。
- ^ 「ブラックホールに落ちたらどうなるのか」math.ucr.edu .ジョン・バエズ。2019年2月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年3月11日閲覧。
- ^ キャロル 2004、222 ページ
- ^ “Watch: Three Ways an Astronaut Could Fall Into a Black Hole”. 2014年2月1日. 2019年4月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年3月13日閲覧。
- ^ Emparan, R.; Reall, HS (2008). 「高次元のブラックホール」. Living Reviews in Relativity . 11 (6): 6. arXiv : 0801.3471 . Bibcode :2008LRR....11....6E. doi : 10.12942/lrr-2008-6 . PMC 5253845. PMID 28163607 .
- ^ Obers, NA (2009). Papantonopoulos, Eleftherios (ed.). ブラックホールの物理学( PDF) .物理学の講義ノート。第769巻。ベルリン、ハイデルベルク。pp. 211–258。arXiv : 0802.0519。Bibcode : 2009LNP ...769.....P. doi :10.1007/978-3-540-88460-6。ISBN 978-3-540-88459-0. 2018年7月26日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。2018年7月27日閲覧。
{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link) - ^ ホーキング＆エリス 1973、第9章3節
- ^ Smarr, L. (1973). 「荷電回転ブラックホールの表面形状」. Physical Review D. 7 ( 2): 289–295. Bibcode :1973PhRvD...7..289S. doi :10.1103/PhysRevD.7.289.
- ^ Visser, M. (2009 年 1 月 22 日)。「カー時空: 簡単な紹介」。Wiltshire, DL; Visser, M.; Scott, SM (編)。カー時空: 一般相対性理論における回転ブラックホール。ケンブリッジ大学出版局。arXiv : 0706.0622。ISBN 978-052188512-6. 2020年5月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月12日閲覧。
- ^ Delgado, JFM; Herdeiro, CAR; Radu, E. (2018). 「同期した髪を持つカーブラックホールの地平線形状」. Physical Review D . 97 (12): 124012. arXiv : 1804.04910 . Bibcode :2018PhRvD..97l4012D. doi :10.1103/PhysRevD.97.124012. hdl :10773/24121. S2CID 55732213.
- ^ キャロル 2004、205 ページ
- ^ キャロル 2004、264-265 ページ
- ^ キャロル 2004、252 ページ
- ^ 「ブラックホールのサイズは？ブラックホールの大きさは？」Sky & Telescope。2014年7月22日。2019年4月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年10月9日閲覧。
- ^ Lewis, GF; Kwan, J. (2007). 「後戻りはできない: シュワルツシルト事象の地平線以下での生存時間の最大化」オーストラリア天文学会刊行物. 24 (2): 46–52. arXiv : 0705.1029 . Bibcode :2007PASA...24...46L. doi :10.1071/AS07012. S2CID 17261076.
- ^ ウィーラー 2007、182 ページ
- ^ キャロル 2004、257–259 ページおよび 265–266 ページ
- ^ Droz, S.; Israel, W.; Morsink, SM (1996). 「ブラックホール：内部ストーリー」. Physics World . 9 (1): 34–37. Bibcode :1996PhyW....9...34D. doi :10.1088/2058-7058/9/1/26.
- ^ キャロル 2004、266 ページ
- ^ Poisson, E.; Israel, W. (1990). 「ブラックホールの内部構造」. Physical Review D. 41 ( 6): 1796–1809. Bibcode :1990PhRvD..41.1796P. doi :10.1103/PhysRevD.41.1796. PMID 10012548.
- ^ ウォルド 1984、212 ページ
- ^ Hamade, R. (1996). 「ブラックホールと量子重力」。ケンブリッジ相対性理論と宇宙論。ケンブリッジ大学。2009年4月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年3月26日閲覧。
- ^ Palmer, D. 「天体物理学者に聞く：量子重力とブラックホール」NASA。2009年3月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年3月26日閲覧。
- ^ Cramer, Claes R. (1997). 「無荷電カーブラックホールを重力ミラーとして使用する」一般相対性理論と重力29 ( 4): 445–454. arXiv : gr-qc/9510053 . Bibcode :1997GReGr..29..445C. doi :10.1023/A:1018878515046. S2CID 9517046.
- ^ ab 新田大輔; 千葉武志; 杉山直志 (2011年9月). 「衝突するブラックホールの影」. Physical Review D. 84 ( 6): 063008. arXiv : 1106.2425 . Bibcode :2011PhRvD..84f3008N. doi :10.1103/PhysRevD.84.063008. S2CID 119264596.
- ^バーディーン、ジェームズ ・M.; プレス、ウィリアム・H.; テウコルスキー、ソール・A. (1972 年 12 月 1 日)。「回転するブラックホール: 局所的に非回転するフレーム、エネルギー抽出、およびスカラーシンクロトロン放射」。天体物理学ジャーナル。178 : 347–370。Bibcode : 1972ApJ ...178..347B。doi :10.1086/151796。
- ^ “ブラックホール計算機”. Fabio Pacucci . 2020年10月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年9月29日閲覧。
- ^ ab Visser, Matt (2007). 「カー時空 ：簡単な紹介」35ページ、図3。arXiv : 0706.0622 [gr-qc]。
- ^ キャロル 2004、第6章6節
- ^ キャロル 2004、第6章7節
- ^ ミスナー、ソーン＆ウィーラー 1973、ボックス25.6
- ^ Bardeen, JM (1972). 「回転するブラックホール: 局所的に回転しないフレーム、エネルギー抽出、およびスカラーシンクロトロン放射」.天体物理学ジャーナル. 178 : 347–370. Bibcode :1972ApJ...178..347B. doi :10.1086/151796.
- ^ 「ブラックホールの『急降下領域』の最初の証拠」。 オックスフォード大学物理学部。2024年5月16日。
- ^ マメリー、アンドリュー; イングラム、アダム; デイビス、シェーン; ファビアン、アンドリュー (2024年6月)。「ブラックホールディスクの急降下領域からの連続光放射」。王立天文学会月報。531 ( 1): 366–386。arXiv : 2405.09175。doi : 10.1093/mnras/stae1160。
- ^ アインシュタイン、A. (1939). 「多数の重力質量からなる球面対称性の静止系について」(PDF) . Annals of Mathematics . 40 (4): 922–936. Bibcode :1939AnMat..40..922E. doi :10.2307/1968902. JSTOR 1968902. S2CID 55495712. 2019年2月28日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Kerr, RP (2009). 「Kerr および Kerr-Schild メトリック」。Wiltshire, DL; Visser, M.; Scott, SM (編)。Kerr時空間。ケンブリッジ大学出版局。arXiv : 0706.1109。Bibcode : 2007arXiv0706.1109K。ISBN 978-0-521-88512-6。
- ^ Findley, Kate (2019年12月27日). 「ブラックホールの発見：理論から現実へ」. Wondrium Daily . 2022年6月29日閲覧。[永久リンク切れ ]
- ^ ホーキング、SW ;ペンローズ、R. ( 1970年1月)。 「重力崩壊と宇宙論の特異点」。Proceedings of the Royal Society A。314 ( 1519): 529–548。Bibcode :1970RSPSA.314..529H。doi : 10.1098 / rspa.1970.0021。JSTOR 2416467 。
- ^ abc Pacucci, F.; Ferrara, A.; Grazian, A.; Fiore, F.; Giallongo, E. (2016). 「CANDELS/GOODS-S による初期宇宙の直接崩壊型ブラックホール候補の初の特定」Mon. Not. R. Astron. Soc . 459 (2): 1432. arXiv : 1603.08522 . Bibcode :2016MNRAS.459.1432P. doi : 10.1093/mnras/stw725 . S2CID 118578313.
- ^ ab Carr, BJ (2005). 「原始ブラックホール：存在するのか、そして役に立つのか？」鈴木 秀、横山 淳、須藤 勇、佐藤 健（編）『粒子天体物理学と宇宙論の膨張する地平』ユニバーサル・アカデミー・プレス。pp. astro–ph/0511743。arXiv : astro-ph/0511743。Bibcode : 2005astro.ph.11743C。ISBN 978-4-946443-94-7。
- ^ 「ブラックホールによって引き裂かれる」ESO プレスリリース。 2013 年 7 月 21 日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013 年7 月 19 日閲覧。
- ^ abc キャロル 2004、セクション 5.8
- ^ abc Rees, MJ; Volonteri, M. (2007). Karas, V.; Matt, G. (eds.).巨大ブラックホール：形成と進化。国際天文学連合紀要。第238巻。pp. 51–58。arXiv : astro-ph/0701512。Bibcode :2007IAUS..238...51R。doi : 10.1017/S1743921307004681。ISBN 978-0-521-86347-6.S2CID 14844338 。
{{cite book}}:|journal=無視されました (ヘルプ) - ^ Bañados, Eduardo; Venemans, Bram P.; Mazzucchelli, Chiara; Farina, Emanuele P.; Walter, Fabian; Wang, Feige; Decarli, Roberto; Stern, Daniel; Fan, Xiaohui; Davies, Frederick B.; Hennawi, Joseph F. (2018年1月1日). 「赤方偏移7.5の著しく中立な宇宙における8億太陽質量のブラックホール」。Nature . 553 (7689): 473–476. arXiv : 1712.01860 . Bibcode :2018Natur.553..473B. doi :10.1038/nature25180. PMID 29211709. S2CID 205263326.
- ^ Penrose, R. (2002). 「重力崩壊: 一般相対性理論の役割」(PDF) .一般相対性理論と重力. 34 (7): 1141. Bibcode :2002GReGr..34.1141P. doi :10.1023/A:1016578408204. S2CID 117459073. 2013年5月26日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ フィリップ・ギブス。「ビッグバンはブラックホールか？」ジョン・バエズ。2018年12月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年3月16日閲覧。
- ^ Giddings, SB; Thomas, S. (2002). 「ブラックホール工場としての高エネルギー衝突型加速器：短距離物理学の終焉」. Physical Review D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph/0106219 . Bibcode :2002PhRvD..65e6010G. doi :10.1103/PhysRevD.65.056010. S2CID 1203487.
- ^ 原田 徹 (2006). 「ブラックホールの最小質量は存在するか?」Physical Review D . 74 (8): 084004. arXiv : gr-qc/0609055 . Bibcode :2006PhRvD..74h4004H. doi :10.1103/PhysRevD.74.084004. S2CID 119375284.
- ^ Arkani–Hamed, N.; Dimopoulos, S.; Dvali, G. (1998). 「ミリメートル単位の階層問題と新しい次元」Physics Letters B . 429 (3–4): 263–272. arXiv : hep-ph/9803315 . Bibcode :1998PhLB..429..263A. doi :10.1016/S0370-2693(98)00466-3. S2CID 15903444.
- ^ LHC 安全評価 グループ(2008)。「LHC 衝突の安全性のレビュー」(PDF)。Journal of Physics G: Nuclear Physics。35 ( 11): 115004。arXiv : 0806.3414。Bibcode : 2008JPhG ...35k5004E。doi :10.1088/0954-3899/35/11/115004。S2CID 53370175。2010年 4 月 14 日時点のオリジナルからのアーカイブ ( PDF) 。
- ^ Cavaglià, M. (2010). 「粒子加速器はブラックホール工場か?」Einstein-Online . 4 : 1010. 2013年5月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年5月8日閲覧。
- ^ Vesperini, E.; McMillan, SLW; d'Ercole, A.; et al. (2010). 「初期球状星団における中質量ブラックホール」.アストロフィジカルジャーナルレター. 713 (1): L41–L44. arXiv : 1003.3470 . Bibcode :2010ApJ...713L..41V. doi :10.1088/2041-8205/713/1/L41. S2CID 119120429.
- ^ Zwart, SFP; Baumgardt, H.; Hut, P.; et al. (2004). 「高密度の若い星団における暴走衝突による巨大ブラックホールの形成」. Nature . 428 (6984): 724–726. arXiv : astro-ph/0402622 . Bibcode :2004Natur.428..724P. doi :10.1038/nature02448. PMID 15085124. S2CID 4408378.
- ^ O'Leary, RM; Rasio, FA; Fregeau, JM; et al. (2006). 「高密度星団におけるブラックホールの連星合体と成長」. The Astrophysical Journal . 637 (2): 937–951. arXiv : astro-ph/0508224 . Bibcode :2006ApJ...637..937O. doi :10.1086/498446. S2CID 1509957.
- ^ Page, DN (2005). 「ホーキング放射とブラックホール熱力学」. New Journal of Physics . 7 (1): 203. arXiv : hep-th/0409024 . Bibcode :2005NJPh....7..203P. doi :10.1088/1367-2630/7/1/203. S2CID 119047329.
- ^ キャロル 2004、第9章6節
- ^ シーゲル、イーサン（2017年）。「イーサンに聞く：ブラックホールは蒸発よりも速く成長するのか？」フォーブス（「Starts With A Bang」ブログ）。2018年11月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年3月17日閲覧。
- ^ Sivaram, C. (2001). 「ブラックホールのホーキング放射は観測されないかもしれない！」一般相対性理論と重力33 (2): 175–181. Bibcode :2001GReGr..33..175S. doi :10.1023/A:1002753400430. S2CID 118913634.
- ^ 「蒸発するブラックホール？」アインシュタインオンライン。マックスプランク重力物理学研究所。2010年。2011年7月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年12月12日閲覧。
- ^ Giddings, SB; Mangano, ML (2008). 「仮説上の安定TeVスケールブラックホールの天体物理学的意味」. Physical Review D. 78 ( 3): 035009. arXiv : 0806.3381 . Bibcode :2008PhRvD..78c5009G. doi :10.1103/PhysRevD.78.035009. S2CID 17240525.
- ^ Peskin, ME (2008). 「大型ハドロン衝突型加速器における世界の終わり?」.物理学. 1:14 . Bibcode :2008PhyOJ...1...14P. doi : 10.1103/Physics.1.14 .
- ^ Fichtel, CE; Bertsch, DL; Dingus, BL ; et al. (1994). 「高エネルギーガンマ線マイクロ秒バーストのEGRETデータによる探査」.アストロフィジカルジャーナル. 434 (2): 557–559. Bibcode :1994ApJ...434..557F. doi :10.1086/174758.
- ^ Naeye, R. 「基礎物理学のテスト」NASA。2008年8月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年9月16日閲覧。
- ^ ab Frautschi, S. (1982). 「膨張する宇宙のエントロピー」. Science . 217 (4560): 593–599. Bibcode :1982Sci...217..593F. doi :10.1126/science.217.4560.593. PMID 17817517. S2CID 27717447.596 ページの表 1 と「ブラックホールの崩壊」のセクション、およびそのページの前の文を参照してください。
- ^ Page, Don N. (1976). 「ブラックホールからの粒子放出率: 非荷電、非回転のブラックホールからの質量ゼロ粒子」. Physical Review D. 13 ( 2): 198–206. Bibcode :1976PhRvD..13..198P. doi :10.1103/PhysRevD.13.198.特に式(27)を参照。
- ^ “ブラックホール | 科学ミッション局”. NASA. 2017年11月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年3月17日閲覧。
- ^ “2017年4月の観測”.イベント・ホライズン・テレスコープ. 2019年4月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年4月11日閲覧。
- ^ オーバーバイ、デニス（2024年1月24日）。「あの有名なブラックホールが再注目される - メシエ87銀河の超大質量ブラックホールを繰り返し研究した結果、アインシュタインの理論が予測した通りの動作を続けていることが確認された」ニューヨークタイムズ。2024年1月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年1月25日閲覧。
- ^ オーバーバイ、デニス（2019年4月10日）。「ついに暗闇が見える：天文学者がブラックホールの史上初の画像を撮影」ニューヨークタイムズ。2019年5月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年4月11日閲覧。
- ^ AP (2019年4月10日). 「天文学者、ブラックホールの初の写真を公開」ニューヨーク・タイムズ(動画). 2019年5月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年4月11日閲覧。
- ^ Doeleman, Shep (2016年4月4日). 「The Event Horizon Telescope: Imaging and Time-Resolving a Black Hole」. Physics @ Berkeley . イベントは46:50に発生。 2016年12月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年7月8日閲覧。
- ^ グロスマン、リサ、コノバー、エミリー（2019年4月10日）。「ブラックホールの最初の写真が天体物理学の新時代を開く」。サイエンスニュース。2019年4月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年4月11日閲覧。
- ^ この記事には、CC BY 4.0 ライセンスの下で利用可能なテキストが組み込まれています。 「天文学者、銀河系の中心にあるブラックホールの初画像を公開」eventhorizontelescope.org 2022年5月12日2022年6月22日閲覧。
- ^ C. Bower, Geoffrey (2022年5月)。「イベント・ホライズン・テレスコープによる最初のSgr A*の結果に焦点を当てる」。天体物理学ジャーナルレターズ(2041–8205)。
- ^イベント ・ホライズン・テレスコープ・コラボレーション (2021). 「M87イベント・ホライズン・テレスコープの最初の成果。VII. リングの偏光」。天体物理学ジャーナル。910 (1): L12。arXiv : 2105.01169。Bibcode : 2021ApJ ... 910L..12E。doi : 10.3847/ 2041-8213 /abe71d。S2CID 233851995 。
- ^ 「ブラックホールの最初の写真が天体物理学の新時代を開く」。サイエンスニュース。2019年4月10日。2019年4月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年9月30日閲覧。
- ^ Johnson, MD; Fish, VL; Doeleman, SS; Marrone, DP; Plambeck, RL; Wardle, JFC; Akiyama, K.; Asada, K.; Beaudoin, C. (2015 年 12 月 4 日). 「いて座 A* の事象の地平線付近の分解された磁場構造と変動」. Science . 350 (6265): 1242–1245. arXiv : 1512.01220 . Bibcode :2015Sci...350.1242J. doi :10.1126/science.aac7087. PMID 26785487. S2CID 21730194.
- ^ 「イベント・ホライズン・テレスコープが天の川銀河の中心ブラックホールの磁場を明らかに」cfa.harvard.edu 2015年12月3日。2015年12月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年1月12日閲覧。
- ^ オーバーバイ、デニス（2023年4月26日）。「ますます身近になっているブラックホールの新たな見方 - 電波天文学者が宇宙で最も激しい場所の1つを広角画像で捉えた」ニューヨークタイムズ。2023年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年4月26日閲覧。
- ^ Lu, Ru-Sen; et al. (2023年4月26日). 「M87のブラックホールとジェットをつなぐリング状の降着構造」. Nature . 616 (7958): 686–690. arXiv : 2304.13252 . Bibcode :2023Natur.616..686L. doi :10.1038/s41586-023-05843-w. PMC 10132962. PMID 37100940 .
- ^ オーバーバイ、デニス（2016年2月11日）。「物理学者が重力波を検出、アインシュタインの正しさを証明」ニューヨークタイムズ。2016年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年2月11日閲覧。
- ^ Abbott, Benjamin P.; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2016年2月11日). 「バイナリブラックホール合体GW150914の特性」. Physical Review Letters . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Bibcode :2016PhRvL.116x1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.241102. PMID 27367378. S2CID 217406416.
- ^ ab Cardoso, V.; Franzin, E.; Pani, P. (2016). 「重力波リングダウンは事象の地平線の探査か?」Physical Review Letters . 116 (17): 171101. arXiv : 1602.07309 . Bibcode :2016PhRvL.116q1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.116.171101. PMID 27176511. S2CID 206273829.
- ^ Abbott, Benjamin P.; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2016年2月11日). 「GW150914による一般相対性理論のテスト」. Physical Review Letters . 116 (22): 221101. arXiv : 1602.03841 . Bibcode :2016PhRvL.116v1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.221101. PMID 27314708. S2CID 217275338. 2016年2月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年2月12日閲覧。
- ^ ab Murk, Sebastian (2023). 「Nomen non est omen: Why it is too early to identify ultra-compact objects as black hole」. International Journal of Modern Physics D . 32 (14): 2342012–2342235. arXiv : 2210.03750 . Bibcode :2023IJMPD..3242012M. doi :10.1142/S0218271823420129. S2CID 252781040.
- ^ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2016). 「バイナリブラックホール合体GW150914の天体物理学的意味」. Astrophys. J. Lett . 818 (2): L22. arXiv : 1602.03846 . Bibcode :2016ApJ...818L..22A. doi : 10.3847/2041-8205/818/2/L22 . hdl :1826/11732. S2CID 209315965. 2016年3月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ 「重力波の検出」。LIGO。2020年5月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年4月9日閲覧。
- ^ ab Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; et al. (2009). 「銀河中心の巨大ブラックホール周辺の恒星軌道の監視」. The Astrophysical Journal . 692 (2): 1075–1109. arXiv : 0810.4674 . Bibcode :2009ApJ...692.1075G. doi :10.1088/0004-637X/692/2/1075. S2CID 1431308.
- ^ ab Ghez, AM; Klein, BL; Morris, M.; et al. (1998). 「いて座A*付近の高固有運動星：銀河中心に超大質量ブラックホールが存在する証拠」. The Astrophysical Journal . 509 (2): 678–686. arXiv : astro-ph/9807210 . Bibcode :1998ApJ...509..678G. doi :10.1086/306528. S2CID 18243528.
- ^ Broderick, Avery; Loeb, Abraham; Narayan, Ramesh (2009年8月). 「いて座A*の事象の地平線」. The Astrophysical Journal . 701 (2): 1357–1366. arXiv : 0903.1105 . Bibcode :2009ApJ...701.1357B. doi :10.1088/0004-637X/701/2/1357. S2CID 12991878.
- ^ 「NASAのNuSTARがブラックホールの光のまれなぼやけを観測」NASA 2014年8月12日。2014年8月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年8月12日閲覧。
- ^ 「研究者らがブラックホールの回転エネルギーのダイナミクスを解明」。2018年9月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年9月17日閲覧。
- ^ Marck, Jean-Alain (1996 年 3 月 1 日). 「シュワルツシルト ブラック ホールの測地線方程式の解のショートカット法」.古典重力と量子重力. 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc/9505010 . Bibcode :1996CQGra..13..393M. doi :10.1088/0264-9381/13/3/007. ISSN 0264-9381. S2CID 119508131.
- ^ ab McClintock, JE; Remillard, RA (2006). 「ブラックホール連星」。Lewin, W.; van der Klis, M. (編著). Compact Stellar X-ray Sources . p. 157. arXiv : astro-ph/0306213 . Bibcode :2006csxs.book..157M. ISBN 978-0-521-82659-4。セクション4.1.5。
- ^ 「ブラックホールの強力なジェットの動力源は何か？」サイエンス | AAAS 2014年11月19日。2019年5月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年3月19日閲覧。
- ^ abcdefghi Celotti, A.; Miller, JC; Sciama, DW (1999). 「ブラックホールの存在を示す天体物理学的証拠」(PDF) .古典重力と量子重力. 16 (12A): A3–A21. arXiv : astro-ph/9912186 . Bibcode :1999CQGra..16A...3C. doi :10.1088/0264-9381/16/12A/301. S2CID 17677758. 2018年7月27日時点のオリジナルより アーカイブ(PDF) . 2018年7月27日閲覧。
- ^ Winter, LM; Mushotzky, RF; Reynolds, CS (2006). 「XMM-Newtonによる近傍銀河の超高輝度X線集団のアーカイブ研究」. The Astrophysical Journal . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph/0512480 . Bibcode :2006ApJ...649..730W. doi :10.1086/506579. S2CID 118445260.
- ^ information@eso.org. 「ハッブル宇宙望遠鏡がブラックホールの周りのディスクを直接観測」www.spacetelescope.org。2016年3月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年3月7日閲覧。
- ^ ムニョス、ホセ A.;メディアヴィラ、エヴェンシオ;コチャネック、クリストファー S.ファルコ、エミリオ。モスケラ、アナ・マリア（2011年12月1日）。 「ハッブル宇宙望遠鏡による重力レンズ色度の研究」。天体物理学ジャーナル。742 (2): 67.arXiv : 1107.5932。Bibcode :2011ApJ...742...67M。土井：10.1088/0004-637X/742/2/67。S2CID 119119359。
- ^ Bolton, CT (1972). 「HDE 226868によるCygnus X-1の同定」. Nature . 235 (5336): 271–273. Bibcode :1972Natur.235..271B. doi :10.1038/235271b0. S2CID 4222070.
- ^ Webster, BL; Murdin, P. (1972). 「はくちょう座X-1 – 重い伴星を持つ分光連星?」Nature . 235 (5332): 37–38. Bibcode :1972Natur.235...37W. doi :10.1038/235037a0. S2CID 4195462.
- ^ Rolston, B. (1997年11月10日). 「最初のブラックホール」.速報. トロント大学. 2008年5月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年3月11日閲覧。
- ^ Shipman, HL (1975年1月1日). 「白鳥座X-1の三重星モデルの信じ難い歴史 ブラックホールの証拠」.天体物理学レター. 16 (1): 9–12.書誌コード:1975ApL....16....9S.
- ^ 「NASAの科学者がこれまでで最小のブラックホールを特定」（プレスリリース）。ゴダード宇宙飛行センター。2008年4月1日。2008年12月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年3月14日閲覧。
- ^ Chou, Felicia; Anderson, Janet; Watzke, Megan (2015年1月5日). 「RELEASE 15-001 – NASAのChandraが天の川銀河のブラックホールからの記録的な爆発を検出」NASA。2015年1月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年1月6日閲覧。
- ^ Krolik, JH (1999). 活動銀河核. プリンストン大学出版局. 第1.2章. ISBN 978-0-691-01151-6. 2021年8月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年10月16日閲覧。
- ^ Sparke, LS ; Gallagher, JS (2000). 宇宙の銀河：入門. ケンブリッジ大学出版局. 第9章.1. ISBN 978-0-521-59740-1. 2022年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年10月16日閲覧。
- ^ Kormendy, J.; Richstone , D. (1995). 「Inward Bound – 銀河核における超大質量ブラックホールの探査」。Annual Review of Astronomy and Astrophysics。33 (1): 581–624。Bibcode :1995ARA&A..33..581K。doi :10.1146/annurev.aa.33.090195.003053。
- ^ King, A. (2003). 「ブラックホール、銀河形成、および MBH-σ 関係」.アストロフィジカルジャーナルレター. 596 (1): 27–29. arXiv : astro-ph/0308342 . Bibcode :2003ApJ...596L..27K. doi :10.1086/379143. S2CID 9507887.
- ^ Ferrarese, L.; Merritt, D. (2000). 「超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の基本的な関係」.アストロフィジカルジャーナルレター. 539 (1): 9–12. arXiv : astro-ph/0006053 . Bibcode :2000ApJ...539L...9F. doi :10.1086/312838. S2CID 6508110.
- ^ Bennett, DP; Becker, AC; Quinn, JL; Tomaney, AB; Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, DR; Axelrod, TS; Calitz, JJ; Cook, KH; Drake, AJ; Fragile, PC; Freeman, KC; Geha, M.; Griest, K. (2002 年 11 月 1 日). 「恒星質量ブラックホールによる重力マイクロレンズ現象」. The Astrophysical Journal . 579 (2): 639–659. arXiv : astro-ph/0109467 . Bibcode :2002ApJ...579..639B. doi :10.1086/342225. ISSN 0004-637X.
- ^ Mao, Shude; Smith, Martin C.; Woźniak, P.; Udalski, A.; Szymański, M.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Soszyński, I.; Żebruń, K. (2002 年 1 月 1 日)。「光学重力レンズ実験 OGLE-1999-BUL-32: 史上最長のマイクロレンズ現象 - 恒星質量ブラックホールの証拠?」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 329 (2): 349–354. arXiv : astro-ph/0108312 . Bibcode :2002MNRAS.329..349M. doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.04986.x.ISSN0035-8711 .
- ^ Sahu, KC (2022). 「天体 測定マイクロレンズ法で検出された孤立した恒星質量ブラックホール」。天体物理学ジャーナル。933 (1): 83。arXiv : 2201.13296。Bibcode : 2022ApJ ... 933 ...83S。doi : 10.3847/1538-4357/ ac739e。S2CID 246430448 。
- ^ Bozza, V. (2010). 「ブラックホールによる重力レンズ効果」.一般相対性理論と重力. 42 (9): 2269–2300. arXiv : 0911.2187 . Bibcode :2010GReGr..42.2269B. doi :10.1007/s10714-010-0988-2. S2CID 118635353.
- ^ Kovacs, Z.; Cheng, KS; Harko, T. (2009). 「恒星質量ブラックホールはクォーク星になれるか?」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (3): 1632–1642. arXiv : 0908.2672 . Bibcode :2009MNRAS.400.1632K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x . S2CID 18263809.
- ^ Kusenko, A. (2006). 「超対称Qボールの特性とシグネチャ」arXiv : hep-ph/0612159。
- ^ Hansson, J.; Sandin, F. (2005). 「プレオン星: 新しい宇宙コンパクト天体クラス」. Physics Letters B. 616 ( 1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Bibcode :2005PhLB..616....1H. doi :10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID 119063004.
- ^ Kiefer, C. (2006). 「量子重力：概要と最近の開発」. Annalen der Physik . 15 (1–2): 129–148. arXiv : gr-qc/0508120 . Bibcode :2006AnP...518..129K. doi :10.1002/andp.200510175. S2CID 12984346.
- ^ マトゥール、サミール D. (2005)。 「ブラックホールに対するファズボール提案：初歩的なレビュー」。物理学要塞。53 (7–8): 793. arXiv : hep-th/0502050。Bibcode :2005ForPh..53..793M。土井：10.1002/prop.200410203。S2CID 15083147。
- ^ Skenderis, K.; Taylor, M. (2008). 「ブラックホールに対するファズボール提案」. Physics Reports . 467 (4–5): 117. arXiv : 0804.0552 . Bibcode :2008PhR...467..117S. doi :10.1016/j.physrep.2008.08.001. S2CID 118403957.
- ^ Mazur, Pawel O.; Mottola, Emil (2004). 「重力真空凝縮星」.米国科学アカデミー紀要. 101 (26): 9545–9550. arXiv : gr-qc/0407075 . Bibcode : 2004PNAS..101.9545M. doi : 10.1073/pnas.0402717101 . PMC 470711. PMID 15210982. S2CID 2607263.
- ^ Choi, Charles Q. (2018). 「ブラックホールの偽物は、実は奇妙な量子星かもしれない」。Scientific American。2019年6月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年3月17日閲覧。
- ^ McRae, Mike (2024年2月20日). 「バブルのような『星の中の星』がブラックホールの奇妙さを説明できる」. ScienceAlert . 2024年2月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年2月20日閲覧。
- ^ ボール、フィリップ（2005年3月31日）。「ブラックホールは存在しない」「ネイチャー.doi : 10.1038/news050328-8.
- ^ホーキング、SW (1971)。「 衝突するブラックホールからの重力放射」。フィジカル・レビュー・レターズ。26 (21): 1344–1346。Bibcode :1971PhRvL..26.1344H。doi :10.1103/PhysRevLett.26.1344。
- ^ ab Wald, RM (2001). 「ブラックホールの熱力学」. Living Reviews in Relativity . 4 (1): 6. arXiv : gr-qc/9912119 . Bibcode :2001LRR.....4....6W. doi : 10.12942/lrr-2001-6 . PMC 5253844. PMID 28163633 .
- ^ 't Hooft, G. (2001). 「ホログラフィック原理」。Zichichi, A. (編)。基礎物理学の基礎とハイライト。サブ核シリーズ。第37巻。World Scientific Publishing。pp . 72–100。arXiv : hep- th /0003004。Bibcode : 2001bhfp.conf...72T。doi :10.1142/ 9789812811585_0005。ISBN 978-981-02-4536-8. S2CID 119383028。
- ^ Strominger, A.; Vafa, C. (1996). 「ベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーの微視的起源」. Physics Letters B. 379 ( 1–4): 99–104. arXiv : hep-th/9601029 . Bibcode :1996PhLB..379...99S. doi :10.1016/0370-2693(96)00345-0. S2CID 1041890.
- ^ Carlip, S. (2009). 「ブラックホールの熱力学と統計力学」。ブラックホールの物理学。物理学講義ノート。第769巻。ベルリン、ハイデルベルク。pp. 89–123。arXiv ：0807.4520。Bibcode ： 2009LNP...769...89C。doi ：10.1007 /978-3-540-88460-6_3。ISBN 978-3-540-88459-0. S2CID 15877702。
{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link) - ^ ホーキング、SW「神はサイコロを振るか？」www.hawking.org.uk。2012年1月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年3月14日閲覧。
- ^ Giddings, SB (1995). 「ブラックホール情報パラドックス」.粒子、弦、宇宙論. 粒子理論の現在の問題に関するジョンズホプキンスワークショップ19およびPASCOS学際シンポジウム5. arXiv : hep-th/9508151 . Bibcode :1995hep.th....8151G.
- ^ ab Unruh, William G. ; Wald, Robert M. (2017). 「情報損失」.物理学の進歩に関する報告書. 80 (9): 092002. arXiv : 1703.02140 . Bibcode :2017RPPh...80i2002U. doi :10.1088/1361-6633/aa778e. PMID 28585922. S2CID 39957660.
- ^ Mathur, SD (2011).情報パラドックス：対立と解決。第25回高エネルギーにおけるレプトン-光子相互作用に関する国際シンポジウム。Pramana 。第79巻、第5号。pp.1059–1073。arXiv ：1201.2079。Bibcode：2012Prama..79.1059M。doi ： 10.1007/s12043-012-0417-z 。
- ^ Page, Don N. (1993). 「ブラックホール放射の情報」. Phys. Rev. Lett. 71 (23): 3743–3746. arXiv : hep-th/9306083 . Bibcode :1993PhRvL..71.3743P. CiteSeerX 10.1.1.267.174 . doi :10.1103/PhysRevLett.71.3743. PMID 10055062. S2CID 9363821.
- ^ Page, Don N. (1993). 「サブシステムの平均エントロピー」. Phys. Rev. Lett. 71 (9): 1291–1294. arXiv : gr-qc/9305007 . Bibcode :1993PhRvL..71.1291P. CiteSeerX 10.1.1.339.7694 . doi :10.1103/PhysRevLett.71.1291. PMID 10055503. S2CID 17058654.
- ^ Merali, Zeeya (2013年4月3日). 「天体物理学: 穴の中の火だるま!」. Nature . 496 (7443): 20–23. Bibcode :2013Natur.496...20M. doi : 10.1038/496020a . PMID 23552926.
- ^ Amheiri, Ahmed; Marolf, Donald; Polchinski, Joseph; Sully, James (2013). 「ブラックホール：相補性かファイアウォールか？」Journal of High Energy Physics . 2013 (2): 62. arXiv : 1207.3123 . Bibcode :2013JHEP...02..062A. doi :10.1007/JHEP02(2013)062. S2CID 55581818.
出典
- キャロル、ショーン M. (2004)。『時空と幾何学』アディソン・ウェスリー。ISBN 978-0-8053-8732-2。この本のもととなった講義ノートは、ショーン・キャロルのウェブサイトから無料で入手できます。2017年3月23日アーカイブ、Wayback Machineより
- ホーキング、SW ;エリス、GFR (1973)。時空の大規模構造。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-09906-6. 2020年7月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年5月16日閲覧。
- ミスナー、チャールズ、ソーン、キップ・S、ホイーラー、ジョン（1973）。重力。WHフリーマン・アンド・カンパニー。ISBN 978-0-7167-0344-0。
- ソーン、キップ・S. (1994)。ブラックホールとタイムワープ。ノートン、WW & Company、Inc. ISBN 978-0-393-31276-8。
- ウォルド、ロバート M. (1984)。一般相対性理論。シカゴ大学出版局。ISBN 978-0-226-87033-5. 2016年8月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年2月23日閲覧。
- ウィーラー、J. クレイグ(2007)。『宇宙の大災害』（第 2 版）。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-85714-7。
さらに読む
人気の読書
- ベゲルマン、ミッチェル C.; リース、マーティン J. (2021)。重力の致命的な引力：宇宙のブラックホール（第3版）。ケンブリッジ、イギリス; ニューヨーク、ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-1-108-87112-9。
- ファーガソン、キティ（1991）。『時空におけるブラックホール』。ワッツ・フランクリン。ISBN 978-0-531-12524-3。
- ホーキング、スティーブン（1988年）。『時間の簡潔な歴史』。バンタムブックス社、ISBN 978-0-553-38016-3。
- ホーキング、スティーブン、ペンローズ、ロジャー（1996）。『空間と時間の性質』プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-03791-2. 2021年10月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年5月16日閲覧。
- レビン、ジャンナ（2020年）。ブラックホールサバイバルガイド。ニューヨーク：アルフレッドA.ノップフ。ISBN 9780525658221. 2022年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年11月6日閲覧。
- メリア、フルビオ（2003）。『銀河の中心にあるブラックホール』プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-09505-9。
- メリア、フルビオ（2003）。『無限の端。宇宙の超大質量ブラックホール』ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-81405-8。
- ピックオーバー、クリフォード（1998年）。ブラックホール：旅行者ガイド。ワイリー、ジョン＆サンズ社。ISBN 978-0-471-19704-1。
- サスキンド、レナード(2008)。ブラックホール戦争: 量子力学にとって世界を安全にするためのスティーブン・ホーキングとの闘い(第 1 版)。ニューヨーク: リトル、ブラウン。ISBN 978-0-316-01640-7. OCLC 181603165.
大学の教科書と研究論文
- Carter, B. (1973)。「ブラックホールの平衡状態」。DeWitt-Morette, Cécile、DeWitt , Bryce S. (編)。ブラックホール。ニューヨーク: Gordon and Breach。ISBN 978-0-677-15610-1。
- チャンドラセカール、スブラマニアン（1999）。ブラックホールの数学的理論。オックスフォード大学出版局。ISBN 978-0-19-850370-5。
- フロロフ、ヴァレリ P.; ノビコフ、イゴール D. (1998)。ブラックホール物理学。物理学の基礎理論。第 96 巻。doi :10.1007/ 978-94-011-5139-9。ISBN 978-0-7923-5146-7。
- フロロフ、ヴァレリ P.、ゼルニコフ、アンドレイ (2011)。ブラックホール物理学入門。オックスフォード: オックスフォード大学出版局。ISBN 978-0-19-969229-3. Zbl 1234.83001. 2022年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年1月2日閲覧。
- メリア、フルビオ（2007年）。『銀河の超大質量ブラックホール』プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-13129-0。
- テイラー、エドウィン F.、ホイーラー、ジョン アーチボルド(2000)。『ブラックホールの探査』。アディソン ウェスリー ロングマン。ISBN 978-0-201-38423-9。
- ウォルド、ロバート M. (1992)。『空間、時間、重力：ビッグバンとブラックホールの理論』シカゴ大学出版局。ISBN 978-0-226-87029-8。
- プライス、リチャード; クレイトン、テヴィエット (2008) 。「ブラックホール」。Scholarpedia。3 (1): 4277。Bibcode : 2008SchpJ ...3.4277C。doi : 10.4249 / scholarpedia.4277。
レビュー論文
- ヒューズ、スコット A. (2005)。「信頼しつつも検証せよ: 天体物理学的ブラックホールのケース」arXiv : hep-ph/0511217。2005 SLACサマー インスティテュートの講義ノート。
- Gallo, Elena; Marolf, Donald (2009). 「リソースレター BH-2: ブラックホール」. American Journal of Physics . 77 (4): 294–307. arXiv : 0806.2316 . Bibcode :2009AmJPh..77..294G. doi :10.1119/1.3056569. S2CID 118494056.
- Cardoso, Vitor; Pani, Paolo (2019). 「ダークコンパクトオブジェクトの性質のテスト：現状報告」Living Reviews in Relativity . 22 (1): 4. arXiv : 1904.05363 . Bibcode :2019LRR....22....4C. doi :10.1007/s41114-019-0020-4. S2CID 256465740.
- マン、ロバート B.; マーク、セバスチャン;テルノ、ダニエル R. (2022). 「半古典的および修正重力理論におけるブラックホールとその地平線」。国際現代物理学ジャーナル D。31 ( 9 ): 2230015–2230276。arXiv : 2112.06515。Bibcode :2022IJMPD..3130015M。doi : 10.1142 /S0218271822300154。S2CID 245123647 。
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- スタンフォード哲学百科事典：「特異点とブラックホール」、Erik Curiel と Peter Bokulich 著。
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- 16年にわたる研究でいて座A*を周回する星を追跡
- マックス・プランク研究所のブラックホール候補の動画
- コーウェン、ロン (2015 年 4 月 20 日)。「衝突するブラックホールの 3D シミュレーションはこれまでで最もリアルと称賛される」。ネイチャー。doi : 10.1038 /nature.2015.17360。
- LIGOで検出された信号のコンピューターによる視覚化
- 2つのブラックホールが1つに合体（信号GW150914に基づく）
