ブラックホール

1905年、アルベルト・アインシュタインは、互いに異なる速度で移動する観測者に対しても電磁気学の法則が同一であることを示した。力学の法則は既にこのように不変であることが示されていた。しかし、重力の理論はまだ含まれていなかった。^{[ 8 ]： 19}

1907年、アインシュタインは、慣性質量と重力質量には共通の原因があるという仮説である等価原理を提唱する論文を発表した。この原理を用いて、アインシュタインは赤方偏移と重力による光のレンズ効果を予測した。彼の重力レンズ効果の予測値は、一般相対性理論の完全な理論が予測する値の半分であった。^{[ 8 ] : 19} 1915年までに、アインシュタインはこれらの考えを一般相対性理論に洗練させ、物質が時空にどのように影響し、それが他の物質の運動にどのように影響するかを説明した。^{[ 9 ] [ 10 ]}これはブラックホール天体物理学の基礎となった。^{[ 11 ]}

アインシュタインが一般相対性理論を記述する場の方程式を発表してからわずか数か月後、天体物理学者のカール・シュヴァルツシルトは、その考えを恒星に適用しようと試みた。彼はスピンのない球対称を仮定し、アインシュタイン方程式の解を見つけた。 ^{[ 7 ]： 124 [ 12 ]}シュヴァルツシルトから数か月後、ヘンドリック・ローレンツの弟子であるヨハネス・ドロステが、独立に同じ解を与えた。^{[ 13 ] [ 14 ]}質量中心からある半径で、シュヴァルツシルト解は特異になり、アインシュタイン方程式のいくつかの項が無限大になった。後にシュヴァルツシルト半径として知られるようになったこの半径の性質は、当時は理解されていなかった。^{[ 15 ]}

20世紀初頭の多くの物理学者はブラックホールの存在に懐疑的だった。1926年の一般向け科学書の中で、アーサー・エディントンは、質量がシュワルツシルト半径まで圧縮された星の考え方を、当時十分に理解されていなかった一般相対性理論の欠陥として批判した。^{[ 16 ] [ 7 ]：134} 1939年、アインシュタインは自身の一般相対性理論を用いて、ブラックホールは存在し得ないことを証明しようと試みた。^{[ 17 ] [ 18 ]}彼の研究は、物体がシュワルツシルト半径を超えて崩壊しないように、圧力の増加または遠心力の増加によって重力と釣り合うことに依存していた。彼は、内破によってシステムがこの臨界値以下になる可能性を見落としていた。^{[ 7 ]： 135}

1920年代までに、天文学者たちは、白色矮星のいくつかを、通常の星の緩やかな冷却では説明できないほど低温で高密度であると分類した。1926年、ラルフ・ファウラーは、これらの星は熱圧が重力と釣り合う主系列星とは異なることを示した。代わりに、これらの温度と密度では、ある種の量子力学的圧力が重力と釣り合っている。 ^{[ 7 ] : 145} 1931年、スブラマニアン・チャンドラセカールは、このバランスから生じる新しい物質の状態である電子縮退物質を研究し、それが一定の限界質量以下で安定していることを発見した。1934年までに、彼はこれが白色矮星のカタログを説明することを示した。^{[ 7 ] : 151}チャンドラセカールが結果を発表したとき、エディントンは、この限界を超える星は光が外に出られないほど十分に高密度になるまで放射し続けると指摘し、この結論はばかげていると考えていた。エディントン、そして後にレフ・ランダウは、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。^{[ 19 ]}

1930年代、フリッツ・ツヴィッキーとウォルター・バーデは恒星新星を研究し、特に明るい新星、すなわち超新星に注目した。ツヴィッキーは、超新星が原子核の密度を持つ星、すなわち中性子星を生成するという考えを提唱したが、この考えは当時ほとんど無視された。^{[ 7 ] : 171} 1939年、チャンドラセカールの推論に基づき、ニュートン重力ではなく一般相対性理論の枠組みで、J・ロバート・オッペンハイマーとジョージ・ヴォルコフは、ある質量限界（後にトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界と呼ばれる）以下の中性子星は、中性子縮退圧によって安定すると予測した。^{[ 7 ] : 193}その限界を超えると、彼らのモデルは適用できないか、重力収縮が止まらないかのどちらかだと彼らは推論した。^{[ 20 ] : 380}

ジョン・アーチボルド・ウィーラーと彼の教え子2人は、トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ（TOV）限界の背後にあるモデルに関する疑問を解決した。1965年、ハリソンとウィーラーは、電子縮退と中性子縮退に至るまでの低温物質の密度と圧力の関係を示す状態方程式を開発した。その後、若野正美とウィーラーは、この方程式を用いて恒星の平衡曲線を計算し、質量と円周の関係を示した。彼らは、TOV限界を無効にするような追加的な特徴は見つからなかった。これは、ブラックホールの形成を阻止できる唯一の要因は、恒星が冷却される際に十分な質量を放出する動的なプロセスであることを意味していた。^{[ 7 ]： 205}

ブラックホールの現代的な概念は、1939年にロバート・オッペンハイマーと彼の教え子であるハートランド・スナイダーによって定式化されました。 ^{[ 17 ] [ 21 ]： 80}論文^{[ 22 ]}の中で、オッペンハイマーとスナイダーは、後にオッペンハイマー・スナイダーモデルと呼ばれるモデルにおいて、理想化された内破する星に対するアインシュタインの一般相対性理論の方程式を解き、星のはるか外側からの結果について説明しました。内破は予想通りに始まります。星の物質は急速に内側に収縮します。しかし、星の密度が増加するにつれて、重力による時間の遅れが増加し、遠くから見ると、星がシュヴァルツシルト半径に達するまで収縮はますます遅くなり、そこで星は時間が止まったように見えます。^{[ 7 ]： 217}

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として特定し、「完全な一方向性膜：因果的影響は一方向にしか通過できない」と呼んだ。これは、ブラックホール内部で起こる事象がブラックホール外部で起こる事象に影響を与えることができないことを意味する。^{[ 23 ]}フィンケルシュタインは、落下する観測者の視点を取り入れた新しい参照系を作り出した。 ^{[ 21 ]： 103}フィンケルシュタインの新しい参照系によって、崩壊する星の表面での事象を遠く離れた事象と関連付けることが可能になった。1962年までにこの2つの視点は調和し、ブラックホールへの崩壊が物理的に理にかなっていることを多くの懐疑論者に納得させた。^{[ 7 ]： 226}

1960年代半ばから1970年代半ばにかけての時代は、「ブラックホール研究の黄金時代」であり、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。^{[ 25 ] [ 7 ]： 258}

この時期には、さまざまな物理的制約の下での一般相対性理論の方程式の解が発見された。1963年、ロイ・カーは回転するブラックホールの厳密解を発見した。^{[ 26 ]} 2年後、エズラ・ニューマンは回転し、かつ電荷を持つブラックホールの軸対称解を発見した。^{[ 27 ]}

1960年代後半から1970年代初頭にかけて、ヤコフ・ゼルドヴィッチ、ジョン・アーチボルド・ウィーラー、デニス・W・シアマが結成した研究グループの科学者たちは、ウィーラーが「ブラックホールには毛がない」と名付けたブラックホールモデルの重要な数学的性質の一連の発見をした。^{[ 7 ]： 272}最初のヒントは、強烈な磁場が張り巡らされたコンパクト星の一連の研究を行ったヴィタリー・ギンズブルグの研究から得られた。彼は、磁場がブラックホールの表面に閉じ込められることを発見した。1967年、ヴェルナー・イスラエルは、自転も電荷も持たない崩壊星は球対称ブラックホールを生み出すことを示した。つまり、非対称性は何らかの形で消滅しなければならない。1972年、リチャード・H・プライスは、非対称性が重力波に変換されることを発見した。それからさらに15年と多くの物理学者の努力を経て、静止ブラックホールはカー・ニューマン計量の3つのパラメータ（質量、角運動量、電荷）によって完全に記述されるという「無毛定理」として知られる一連の研究成果が発表された。 ^{[ 7 ]： 285}

当初、ブラックホールの各解に見られる奇妙な数学的特異点は、ブラックホールが完全に球対称であるという仮定によってのみ現れ、したがって、ブラックホールが必ずしも対称ではない一般的な状況では特異点は現れないと考えられていた。この見解は特にウラジーミル・ベリンスキー、イサーク・ハラトニコフ、エフゲニー・リフシッツによって支持され、彼らは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が、後に立場を逆転させた。^{[ 28 ]}しかし、1965年にロジャー・ペンローズは、一般相対性理論はすべてのブラックホールに特異点が現れることを予測すると証明したが、^{[ 29 ]}量子力学を考慮に入れると、これはまだ成り立たないかもしれない。 ^{[ 30 ]}

この時代には天文学的観測も大きく進歩した。1967年、アントニー・ヒューイッシュとジョスリン・ベル・バーネルはパルサーを発見し、1969年までにこれらは高速回転する中性子星であることが示された。それまで中性子星はブラックホールと同様に理論上の興味深いものと見なされていたが、パルサーの発見はそれらの物理的関連性を示し、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天体へのさらなる関心を刺激した。^{[ 31 ]}しかし、ブラックホールを裏付ける実験的証拠を得ることは非常に困難であり、最終的には多くの天文学者の努力が必要であった。 1971年にリカルド・ジャッコーニのチームが行ったX線望遠鏡による観測では、はくちょう座X-1がコンパクト源と一致する高速かつ散発的な方法でX線を放出していることが示された。これが最初のブラックホール候補となった。^{[ 21 ]： 153}はくちょう座X-1の光分光観測と詳細な天体物理モデルは、大質量星とコンパクト星の連星系と一致しており、大質量だが普通の星からのガスが目に見えないコンパクトな伴星に吸い込まれることでX線が発生している。（2011年時点で、これらの星の質量は推定で ブラックホールの質量は14.1 ± 1.0 M☉_で、 光学的伴星の質量は19.2 ± 1.9 M☉_{である。）} ^{[ 32 ]} 1974 年までに、この天体は広くブラックホールであると考えられていたが、白鳥座 X-1 については 100% の確信は得られないかもしれない。^{[ 7 ] : 317}

1970年代初頭のジェームズ・バーディーン、ブランドン・カーター、スティーブン・ホーキングの研究は、ブラックホール熱力学の定式化につながった。これらの法則は、熱力学の法則に類似した方法でブラックホールの振る舞いを記述する。ヤコブ・ベッケンシュタインは、ブラックホールの質量、表面積、表面重力といった性質を、それぞれエネルギー、エントロピー、温度という熱力学的概念に関連付けることで、この類似性を強化した。この類似性は^、ホーキングが1974年に^{量子場理論}によればブラックホール^はブラックホールの表面重力に比例する温度を持つ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ことで完成した[7]:442 。^{[ 33 ] : 415}

恒星質量ブラックホールである白鳥座X-1は、1973年末までに科学界でブラックホールとして広く受け入れられていたが^{[ 34 ]} 、超大質量ブラックホールが同様に広く認知されるまでには数十年を要した。そのような天体が存在する可能性は、銀河中心にある強力なクエーサーや活動銀河核が、超大質量ブラックホールの降着によってエネルギーを得ているというモデルから始まった。1990年代にハッブル宇宙望遠鏡が打ち上げられると、銀河メシエ87の中心の光学観測により、そこには大きな質量の集中があることが示された。この質量の候補は、ブラックホールと高密度の星団の2つであった。1995年、超長基線電波干渉計（VLBA ）によるマイクロ波スペクトルがHを観測した。₂ OメーザーはNGC 4258の中心を周回していた。軌道パラメータから、銀河核の説明として高密度の星団は除外され、超大質量ブラックホールが唯一妥当な説明となった。 ^{[ 35 ]}

1999年、デイビッド・メリットは、銀河の中心バルジにおける物質の速度の分散を、その中心にある超大質量ブラックホールの質量に関連付けるM-σ関係を提案した。 ^{[ 36 ]}その後の研究でこの相関関係が確認された。^{[ 37 ]}ほぼ同時期に、アンドレア・ゲズとラインハルト・ゲンツェルが率いる独立した研究グループは、天の川銀河の中心にある星の速度の望遠鏡観測に基づいて、銀河の中心にあるコンパクトな電波源であるいて座A*は超大質量ブラックホールである可能性が高いと結論付けた。^{[ 38 ] [ 39 ]}

2015年後半、LIGO科学コラボレーションとVirgoコラボレーションは、ブラックホール合体の最初の観測となる重力波GW150914を初めて直接検出した。^{[ 40 ]}合体当時、ブラックホールは地球から約14億光年離れており、質量は太陽の約30倍と35倍であった。^{[ 41 ] : 6} 2017年、このプロジェクトを主導したライナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・バリッシュは、その業績によりノーベル物理学賞を受賞した。^{[ 42 ]} 2015年の最初の発見以来、さらに数百の重力波が観測されている。^{[ 43 ]}

2019年4月10日、イベントホライズンテレスコープ（EHT）によるメシエ87銀河中心の超大質量ブラックホールの観測に続き、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。 ^{[ 44 ]} 2022年、イベントホライズンテレスコープ共同研究チームは、天の川銀河の中心にあるブラックホール、いて座A*の画像を公開した。このデータは2017年に収集されたものである。^{[ 45 ]}

2020年のノーベル物理学賞はブラックホールの研究に対して授与された。アンドレア・ゲズとラインハルト・ゲンツェルは、いて座A*が超大質量ブラックホールであることを発見した功績で半分を分け合った。^{[ 46 ]}ペンローズは、一般相対性理論の数学がブラックホールの形成を必要とすることを示した功績で残りの半分を受け取った。^{[ 47 ]}宇宙論学者たちは、ホーキングが2018年に亡くなり、ノーベル賞は死後に授与できないため、ブラックホールに関するホーキングの広範な理論的研究が評価されないことを嘆いた。^{[ 48 ]}

1967年12月、ジョン・ホイーラーの講演で聴衆の一人が「ブラックホール」という言葉を提案したと伝えられている。ホイーラーはその簡潔さと「宣伝効果」からこの用語を採用し、ホイーラーのこの分野における地位のおかげでこの言葉はすぐに広まった^{[ 21 ] [ 49 ]} 。そのため、ホイーラーがこの言葉を造語したと考える人もいる^{[ 50 ]} 。しかし、この用語は同時期に他の人によっても使用されていた。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言葉の起源を物理学者のロバート・H・ディッケに遡るとしている。ディッケは1960年代初頭に、この現象を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。カルカッタのブラックホールは、人が入ると生きて出られない刑務所として悪名高い。この用語は、1963年にライフ誌とサイエンスニュース誌で印刷物として使用され、また、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」で使用した。この記事は、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報告であった。 ^{[ 21 ]}

最も単純な静的ブラックホールは質量を持つが、電荷も角運動量も持たない。ブラックホールが周囲の「すべてを吸い込む」という一般的な考えとは異なり、遠くから見ると、ブラックホールの外部重力場は同じ質量の他の物体の重力場と同一である。^{[ 61 ]}

ブラックホールは理論上は任意の正の質量を持つことができるが、その電荷と角運動量は質量によって制限され、質量が大きいほどこの制限は大きくなる。${\displaystyle Q}$そして全角運動量${\displaystyle J}$不等式を満たす $$\displaystyle {\frac {Q^{2}}{4\pi \epsilon _{0}}}+{\frac {c^{2}J^{2}}{GM^{2}}}\leq GM^{2}}$$ 質量がブラックホールの場合${\displaystyle M}$、 どこ$\displaystyle \epsilon _{0}}$は真空の誘電率定数です。${\displaystyle c}$は光の速度であり、${\displaystyle G}$は重力定数です。この不等式を満たす電荷とスピンの可能な最大組み合わせ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。電荷または角運動量の多い低質量の物体を極限ブラックホールに加えると、いわゆる裸の特異点、つまりブラックホールの外側の特異点が生成されます。^{[ 62 ]}これらの特異点は宇宙を本質的に予測不可能にするため、多くの物理学者は、そのような特異点は存在し得ないと考えています。^{[ 63 ]}ペンローズによって提唱された弱い宇宙検閲仮説は、現実的な物質の重力崩壊によってそのような特異点が生成される場合、その形成を排除します。この仮説は、まだ証明されておらず、一般相対性理論と量子重力の多くの側面に関係しているため、重要な研究分野となっています。^{[ 64 ]}

近傍のブラックホールの総質量は、その周囲の星やガスの動きを分析することで推定できる。遠方の超大質量ブラックホールの質量は、高速で周回するガスから放出されるスペクトル線のドップラー広がりから推測できる。この手法は残響マッピングと呼ばれる。^{[ 65 ]}

すべてのブラックホールは回転しており、多くの場合高速で回転しています。恒星ブラックホールのGRS 1915+105は、毎秒 1,000 回転以上で回転していると推定されています。^{[ 66 ]}天の川銀河の中心にあるブラックホール、いて座 A* は、最大回転速度の約 90% で回転しています。^{[ 67 ]}

スピン速度は、X線領域の原子スペクトル線の測定から推測できます。ブラックホールの近くのガスが内側に落ち込むと、電子-陽電子対からの高エネルギーX線放射がさらに外側のガスを照らし、相対論的効果により赤方偏移して見えます。ブラックホールのスピンに応じて、この落ち込みはブラックホールから異なる半径で発生し、赤方偏移の度合いも異なります。天文学者は、外側の円盤からのX線放射と落ち込む物質からの赤方偏移した放射との間のギャップを使用して、ブラックホールのスピンを決定できます。^{[ 68 ]}

スピンを推定する新しい方法は、ブラックホールに降着するガスの温度に基づいています。この方法では、ブラックホールの質量と降着円盤の傾斜角を独立して測定し、その後コンピューターモデリングを行う必要があります。合体する連星ブラックホールからの重力波によって、前駆ブラックホールと合体したブラックホールの両方のスピンも得られる可能性がありますが、そのような事象はまれです。^{[ 68 ]}

回転するブラックホールは角運動量を持つ。カー計量は、回転するブラックホールに対するアインシュタイン場の方程式の解である。シュワルツシルト半径に加えて、$\displaystyle r_{\textrm {S}}$回転パラメータを含み、 $${\displaystyle a={\frac {J}{M}}={\frac {2J}{r_{\textrm {S}}}},}$$どこ${\displaystyle J}$はブラックホールの角運動量です。極限ブラックホールは${\displaystyle |J|=M^{2}}$、対応する${\displaystyle a=1}$[ ^{69 ]： 467}メシエ87 （M87）銀河の中心にある超大質量ブラックホールは^、回転パラメータが0.90 ± 0.05、理論上の最大値に非常に近い。^{[ 70 ]}

ブラックホールはほぼ中性の電荷を持つと考えられています。例えば、ミハル・ザヤチェク、アルマン・トゥルスノフ、アンドレアス・エッカート、シルケ・ブリッツェンは、いて座A*の電荷が理論上の最大値より少なくとも10桁低いことを発見しました。^{[ 71 ]}ブラックホールが帯電すると、反対の符号の電荷を持つ粒子は余分な電磁力によって引き込まれ、同じ符号の電荷を持つ粒子は反発され、ブラックホールは中性になります。この効果は、ブラックホールが回転している場合、さらに速く作用します。^{[ 72 ]}磁場内の回転するブラックホールは、荷電粒子と相互作用する電場を生成します。^{[ 71 ]}ブラックホールには測定可能な固有の特性がほとんどないため、電荷を測定する技術は、値が非常に小さい場合でも、天体物理学にとって興味深いものです。^{[ 73 ]}

回転しないブラックホールの電荷Qは、 $${\displaystyle Q\leq {\sqrt {4\pi \epsilon _{0}G}}M,}$$ ここで、Gは重力定数、Mはブラックホールの質量である。^{[ 74 ]}

回転しない、電荷を持たないブラックホールの場合、事象の地平線の半径、すなわちシュワルツシルト半径は、質量Mに比例し、 $${\displaystyle r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\odot }}}~\mathrm {km,} }$$ ここで、r _sはシュワルツシルト半径、Gは重力定数、cは光速、M _☉は太陽の質量である。^{[ 136 ] : 124}同じ質量でスピンがゼロでないブラックホールは、2 つの半径を持つ。^{[ 69 ] : 467}$${\displaystyle r_{\pm }=M\pm {\sqrt {M^{2}-{(J/M)}^{2}}}.}$$ 観測されたブラックホールのほとんどは、許容されると思われる最大角運動量に近い値を持っている。${\displaystyle |J|\leq M^{2}.}$このようなブラックホールの場合、半径は^{[ 69 ] : 467に近づきます。}$${\displaystyle r_{\mathrm {+} }={\frac {GM}{c^{2}}}.}$$ シュワルツシルト半径内の体積は半径の3乗に比例して増加するため、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乗に反比例します。超大質量ブラックホールは恒星ブラックホールよりもはるかに密度が低いのです。10⁸ M☉_ブラックホールは水のブラックホールに匹敵する。 ^{[ 137 ]} 

ブラックホールから遠く離れた場所では、粒子は矢印で示されているように、あらゆる方向に移動できます。その速度を制限するのは光速のみです。

ブラックホールに近づくにつれて、時空は歪み始める。ブラックホールに向かう経路の数は、ブラックホールから遠ざかる経路の数よりも多い。

事象の地平線の内側では、すべての経路が粒子をブラックホールの中心に近づけます。粒子が脱出することはもはや不可能です。（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」版です。他の座標では、光円錐はこのように傾いていません。^{[ 118 ]： 848}）

ブラックホールの決定的な特徴は、事象の地平線の存在です。事象の地平線とは、物質と光がブラックホールの中心に向かって内側にしか通過できない時空の境界です。光でさえ、事象の地平線の内側から脱出することはできません。 ^{[ 138 ] [ 139 ]}事象の地平線がこのように呼ばれるのは、境界内で事象が発生した場合、その事象からの情報が外部の観測者に届いたり影響を与えたりすることができず、そのような事象が発生したかどうかを判断することが不可能になるためです。^{[ 140 ] : 179} 回転しないブラックホールの場合、事象の地平線の形状は正確に球形ですが、回転するブラックホールの場合、事象の地平線は扁平です。^{[ 141 ] [ 142 ] [ 131 ]}

遠くの観測者から見ると、ブラックホールの近くにある時計は、ブラックホールから遠い時計よりもゆっくりと時を刻んでいるように見えるだろう。^{[ 143 ] : 217 [ 144 ]}この重力による時間の遅れと呼ばれる効果は、ブラックホールに落下する物体が事象の地平線に近づくにつれて減速し、外部の観測者から見ると決して地平線に到達しないように見える原因にもなる。^{[ 143 ] : 218}この物体上のすべてのプロセスは減速しているように見え、物体から放出される光はより赤く暗く見える。これは重力による赤方偏移と呼ばれる効果である。^{[ 145 ]}事象の地平線からシュワルツシルト半径の半分以上離れたところから落下する物体は、見えなくなるまで徐々に消えていき、100分の1秒以内に視界から消える。8 M☉_ブラック ホール。^{[ 146 ]}また、ブラックホールに平らに落ち込み、これまでブラックホールに落ち込んだ他のすべての物質と合流するように見える。^{[ 147 ]}

一方、ブラックホールに落ちていく観測者は、事象の地平線を越​​える際にこれらの効果を一切感知しない。彼ら自身の時計は正常に時を刻んでいるように見え、特異な振る舞いを何ら感じることなく有限時間後に事象の地平線を越​​える。^{[ 148 ]}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決定することは不可能である。^{[ 143 ] : 222}

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。恒星の寿命の終わりには、核融合に用いる水素が尽き、鉄に到達するまで、より重い元素の核融合が始まります。鉄よりも重い元素の核融合には、放出されるエネルギーよりも多くのエネルギーが必要となるため、核融合は停止します。恒星の鉄の核が重すぎると、恒星はもはや自身を支えることができなくなり、重力崩壊を起こします。^{[ 171 ]}

超新星爆発によって形成されるブラックホールの質量には下限値があります。前駆星が小さすぎると、星の構成要素の縮退圧によって崩壊が停止し、物質がより高密度の特殊な状態に凝縮する可能性があります。縮退圧はパウリの排他原理から生じます。粒子は互いに同じ場所に存在することを拒むのです。質量が約8太陽_{質量未満の前駆星は}白色矮星となり、そこでは電子の縮退圧が重力と釣り合います。より質量の大きい前駆星の場合、重力が電子の縮退圧を上回り、星は圧縮され、中性子の縮退圧が重力に抵抗するまで圧縮が続き、中性子星が形成されます。星の質量がさらに大きい場合、中性子の縮退圧は重力に抵抗できなくなり、星はブラックホールへと崩壊します。^{[ 172 ] [ 143 ]： 5.8} 

重力崩壊中に放出されるエネルギーの大部分は非常に速く放出されますが、外部の観測者はこのプロセスの終わりを実際に見ることはできません。崩壊は落下する物質の基準系から有限の時間で起こりますが、遠くの観測者は重力による時間の遅れのため、落下する物質が事象の地平線のすぐ上で減速して停止するのを目にします。崩壊する物質からの光が観測者に届くまでの時間はどんどん長くなり、放出物質が事象の地平線に到達すると遅延は無限大になります。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、ますます赤方偏移し、最終的には消えていくように見えます。^{[ 173 ]}

ビッグバンから10億年未満のクエーサーの観測^{[ 174 ] [ 175 ]}は、ブラックホール形成の他の方法の研究につながった。超大質量ブラックホールを形成する降着過程には質量蓄積速度の限界があり、10億年ではクエーサーの状態に達するには十分な時間ではない。一つの提案は、若い宇宙に特徴的なほぼ純粋な水素ガス（低金属量）雲が直接崩壊し、超大質量星を形成してブラックホールに崩壊するというものである。典型的な質量が約10のシードブラックホールが提案されている。⁵ M☉_はこのようにして形成され、その後約10にまで成長した可能性がある ⁹ M☉ _。しかし、直接崩壊に必要な非常に大量のガスは、通常、断片化に対して安定ではなく、複数の星を形成する。そのため、別のアプローチでは、大規模な星形成に続いて衝突が起こり、それが大質量ブラックホールの種となり、最終的に合体してクエーサーを形成するとされている。 ^{[ 176 ]： 85} 

通常の恒星と同じ外層にある中性子星は、ブラックホールに崩壊するのに十分な物質を降着させるか、2つの中性子星が合体する可能性がある。これらのブラックホール形成の経路は比較的まれであると考えられている。^{[ 177 ]}

初期宇宙では、時空のゆらぎによって周囲よりも密度の高い領域が形成された可能性がある。宇宙の初期の急速な膨張により、これらの領域が崩壊し、原始ブラックホールが形成された可能性がある。^{[ 178 ]}さまざまなモデルは、プランク質量（～ 質量が2.2 × 10 ⁻⁸ kgから数十万太陽質量まで。ホーキング放射により、 10 ¹²  kg がすでに蒸発しているだろう。^{[ 179 ]}

初期宇宙は極めて高密度であったにもかかわらず、宇宙は急速に膨張しており、ブラックホール形成に必要な重力差がなかったため、ビッグバン中にブラックホールに再収縮することはなかった。恒星など、比較的一定の大きさの物体の重力収縮のモデルは、ビッグバンのような急速に膨張する空間には必ずしも同じように適用できるとは限らない。^{[ 180 ]}

原理的には、十分な密度に達する高エネルギー粒子の衝突でブラックホールが形成される可能性があるが、そのような事象は検出されていない。 ^{[ 181 ]}宇宙線と地球の大気の衝突、または大型ハドロン衝突型加速器のような粒子加速器で形成される可能性のある これらの仮説上のマイクロブラックホールは、追加の質量を蓄積することはできない。^{[ 182 ]}その代わりに、それらは約10⁻²⁵秒で^蒸発し、地球に脅威を与えることはない。^{[ 183 ]}

ブラックホールは、恒星や他のブラックホールなどの他の天体と合体することがあります。これは、特に超大質量ブラックホールの初期の成長において重要であったと考えられており、超大質量ブラックホールは多くの小さな天体の集合から形成された可能性があります。^{[ 184 ]}このプロセスは、一部の中間質量ブラックホールの起源としても提案されています。^{[ 185 ] [ 186 ]}超大質量ブラックホールの合体には長い時間がかかる場合があります。超大質量ブラックホールの連星が互いに接近すると、近くのほとんどの恒星がスイングバイされ、ブラックホールが重力的に相互作用して互いに近づくことができるものがほとんど残らなくなります。この現象は、通常、この現象が起こる距離が約1パーセクであることから、最終パーセク問題と呼ばれています。^{[ 187 ] [ 188 ]}

ブラックホールが物質を降着させると、内側降着円盤のガスはブラックホールに非常に近いため、非常に高速で周回します。この高速で移動するガスは、外側円盤の低速で移動するガスと摩擦を起こし、角運動量を外側円盤に伝達します。角運動量の喪失により、内側円盤のガスはブラックホールにさらに近づき、その重力ポテンシャルエネルギーは熱エネルギーに変換されます。これにより、内側円盤は大量の電磁波（主にX線）を放出する温度まで加熱され、これは望遠鏡で検出可能です。円盤の物質がISCOに到達するまでに、ブラックホールの自転速度に応じて、その質量の5.7%から42%がエネルギーに変換されます。このエネルギーの約90%は、ブラックホール半径の20倍以内で放出されます。^{[ 189 ]}多くの場合、降着円盤にはブラックホールの極に沿って放出される相対論的ジェットが伴い、それがエネルギーの大部分を運び去ります。^{[ 190 ]}

宇宙で最も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降着に起因すると考えられています。活動銀河核やクエーサーは、超大質量ブラックホールへの降着によってエネルギーを得ています。^{[ 191 ] [ 192 ]} X線連星は、一般的に、2つの天体のうちの1つが、伴星から物質を降着しているコンパクト天体である連星系であるとされています。 ^{[ 137 ]}超高輝度X線源は、中間質量ブラックホールの降着円盤である可能性があります。^{[ 193 ]}

ある一定の降着率では、外向きの放射圧が内向きの重力と同じ強さになり、理論上、ブラックホールはそれ以上速く降着することができなくなるはずです。この限界はエディントン限界と呼ばれます。実際には、多くのブラックホールは非球形の形状や降着円盤の不安定性のために、この速度を超えて降着します。この限界を超える降着は超エディントン降着と呼ばれ、初期宇宙では一般的だった可能性があります。^{[ 194 ] [ 195 ]}

銀河核にある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囲に降着円盤を形成し、観測可能な電磁波を放出します。^{[ 196 ] [ 197 ]}

銀河中心の超大質量ブラックホールの質量と、宿主バルジ内の星の速度分散および質量との相関関係は、銀河の形成と中心ブラックホールの形成が関連していることを示唆している。特に銀河自体がまだ物質を降着させているとき、急速な降着によるブラックホールの風は、近くのガスを圧縮し、星形成を加速させる可能性がある。しかし、風が強すぎると、ブラックホールは銀河からほぼすべてのガスを吹き飛ばし、星形成を停止させる可能性がある。ブラックホールのジェットはまた、近くのプラズマの空洞を活性化し、銀河中心から低エントロピーのガスを噴出し、銀河中心のガスを予想よりも高温にする可能性がある。^{[ 86 ]}

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その他の粒子の放出によって質量を失うにつれて、時間とともに縮小して蒸発すると予想される。^{[ 33 ]： 420}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、表面重力は質量に反比例する。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。^{[ 143 ]： Ch.9.6 [ 198 ]} 1 M☉の恒星ブラックホールのホーキング温度は 62ナノケルビンである。^{[ 199 ]}これは、宇宙マイクロ波背景放射の 2.7 K の温度よりもはるかに低い。恒星質量以上のブラックホールは_、ホーキング放射によって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する。^{[ 200 ]}ホーキング温度が 2.7 K より大きく（蒸発できる）ブラックホールは、月の質量より小さい質量を持つ必要がある。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る。^{[ 201 ]}    

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、地球から検出することは極めて困難である。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マイクロ秒長のガンマ線バーストである。このような放射の広範な探索は成功しておらず、低質量の原始ブラックホールの存在可能性の上限を示している。^{[ 202 ]}

一般相対性理論に基づくと、ブラックホールの特性に対する制約は、ブラックホール力学の法則と呼ばれます。まだ形成や物質の集積を行っていないブラックホールの場合、ブラックホール力学の第ゼロ法則は、ブラックホールの表面重力が事象の地平線全体で一定であることを示しています。第1法則は、ブラックホールの表面積、角運動量、および電荷の変化をそのエネルギーの変化に関連付けています。第2法則は、ブラックホールの表面積が自然に減少することはないと述べています。最後に、第3法則は、ブラックホールの表面重力がゼロになることはないと述べています。これらの法則は、熱力学の法則の数学的類似物です。しかし、量子力学を含まない一般相対性理論によれば、ブラックホールは決して放射線を放出することができないため、その温度は常にゼロでなければならないので、これらは等価ではありません。^{[ 203 ] : 11 [ 204 ]}

量子力学は、ブラックホールがホーキング放射を継続的に放出すると予測しており、したがって常にゼロでない温度を持つ必要がある。また、すべてのブラックホールは表面積に比例するエントロピーを持つとも予測している。量子力学を考慮に入れると、ブラックホール力学の法則は古典的な熱力学の法則と等価になる。 ^{[ 203 ] [ 205 ]}しかし、これらの結論は完全な量子重力理論なしに導き出されたものであり、多くの潜在的な理論はブラックホールがエントロピーと温度を持つと予測している。したがって、ブラックホール熱力学の真の量子的性質については議論が続いている。^{[ 203 ] : 29 [ 204 ]}

M87*の画像に、偏光の大きさと方向を表す線が重ねて表示されている。

M87*の相対論的ジェット。挿入図はブラックホールの影。

イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、ブラックホールの影を直接観測できる電波望遠鏡のグローバルシステムです。^{[ 44 ]}望遠鏡の角度分解能は、その開口部と観測する波長に基づいています。いて座A*とメシエ87*の空での角直径は非常に小さいため、電波波長を使用してそれらの地平線を明確に区別するには、単一の望遠鏡が地球とほぼ同じ大きさである必要があります。世界中の複数の異なる電波望遠鏡からのデータを組み合わせることで、イベントホライズンテレスコープは、地球の直径サイズの有効な開口部を作成します。EHTチームは、いて座A*とM87*の観測データから最も可能性の高い画像を計算するために、画像処理アルゴリズムを使用しました。^{[ 209 ] [ 1 ]}

重力波干渉法は、合体するブラックホールやその他のコンパクト天体を検出するために使用できます。この方法では、レーザービームが分割され、トンネルの2つの長いアームに送られ、トンネルの遠端で反射されてアームの交点で再び収束し、互いに正確に打ち消し合います。しかし、重力波が通過すると、時空が歪み、アーム自体の相対的な長さが変わります。各レーザービームはわずかに異なる距離を進むため、打ち消し合わず、認識可能な信号を生成します。信号の分析により、科学者は重力波の原因に関する情報を得ることができます。重力波は非常に弱いため、LIGOのような重力波観測所は、これらの重力波を検出できるように、数キロメートルの長さのアームを持ち、地球からのノイズを注意深く制御する必要があります。 ^{[ 210 ]} 2016年の最初の測定以来、ブラックホールからの複数の重力波が検出され、分析されています。^{[ 91 ]}

衛星搭載型重力波観測装置LISAは、2035年頃の打ち上げを予定して現在建造中である。このミッションは、合体する超大質量ブラックホールやコンパクト連星系などの発生源からの低周波重力波を検出するために、250万kmの腕の長さを持つ三角形の編隊で飛行する3機の宇宙機で構成される。^{[ 211 ] [ 212 ]}

2022年に公開された天の川銀河の中心にある天体、いて座A*のイベントホライズンテレスコープの画像は、それが確かにブラックホールであることを確認した。^{[ 45 ]}

天の川銀河の中心付近の星の固有運動は、これらの星が超大質量ブラックホールの周りを公転しているという強力な観測的証拠を提供している。天文学者たちは、電波源であるいて座A*と一致する目に見えない天体の周りを公転する100個以上の星の動きを追跡してきた。そのうちの1つ、S2と呼ばれる星は、完全な公転軌道を完了した。星の動きをケプラー軌道に当てはめることで、天文学者たちは、いて座A*であると想定される目に見えない天体の質量が質量は4.3 × 10 ⁶ M _☉で、半径は 0.002 光年未満です。^{[ 213 ]}この上限半径は推定質量のシュワルツシルト半径よりも大きいため、この組み合わせではいて座 A* がブラックホールであることは証明されません。しかし、これらの観測は、これほど多くの目に見えない質量をこのような小さな体積に閉じ込める他のもっともらしいシナリオがないため、中心天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。^{[ 39 ]}さらに、この天体の光度データは、ブラックホールの決定的な特徴である事象の地平線を持っている必要があることを示唆しています。^{[ 214 ]}中心の動きを追跡することで、中心天体が銀河の中心で静止していることが示されています。^{[ 215 ]} 

X線連星は、大量のX線放射を放出する連星系です。これらのX線放射は、コンパクト天体が通常の恒星から物質を降着することによって生じます。^{[ 216 ]}このような系に通常の恒星が存在することで、中心天体を研究し、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。連星の公転周期、地球から連星までの距離、伴星の質量を測定することで、科学者はコンパクト天体の質量を推定できます。^{[ 217 ]}トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ限界（TOV限界）は、非回転中性子星が持つことができる最大の質量を規定しており、約2太陽質量と推定されています。回転中性子星はわずかに質量が大きい可能性がありますが、コンパクト天体の質量がTOV限界よりはるかに大きい場合、それは中性子星ではなく、一般的にブラックホールであると予想されます。^{[ 137 ] [ 218 ]}

X線連星は低質量または高質量に分類できます。この分類は、コンパクト天体自体ではなく、伴星の質量に基づいています。^{[ 81 ]}ソフトX線トランジェントと呼ばれるX線連星のクラスでは、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、10～50年に一度、数ヶ月間だけ活発にX線を放出します。静穏期と呼ばれるX線放出の少ない期間には、降着円盤が非常に暗くなるため、伴星を詳細に観測できます。^{[ 137 ]}この方法で多数のブラックホール候補が測定されています。^{[ 219 ]}ブラックホールは、白色矮星^{[ 81 ]}、中性子星[220][221]、^{その他のブラックホール[ 222 ] [ 223 ]などの}他のコンパクト天体との連星でも見つかることがあります。

ほぼすべての大きな銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在する。^{[ 86 ]}このブラックホールの質量と宿主銀河のバルジの速度分散との間の密接な観測相関（M -σ関係として知られる）は、ブラックホールの形成と銀河自体の形成との関連性を強く示唆している。^{[ 224 ] [ 225 ]}一部の銀河では、ブラックホールは活動銀河核と呼ばれる強力な放射源を形成する。^{[ 226 ] [ 65 ]}

活動銀河核

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説明するために「活動銀河」という用語を使用します。理論的および観測的研究により、これらの銀河の中心、活動銀河核（AGN）と呼ばれる領域における高い活動レベルは、超大質量ブラックホールへの降着によって説明できることが示されています。これらのAGNは、太陽の数百万倍または数十億倍の質量を持つ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。^{[ 228 ]} 静止銀河のブラックホールは、物質の降着がより遅いか、放射効率が低くなります。^{[ 226 ] [ 65 ]}

超大質量ブラックホールはほとんどのAGNに存在すると予想されているが、中心にある超大質量ブラックホール候補を特定し、実際の質量を測定する試みにおいて、より綿密に研究されてきたのは一部の銀河の核だけである。超大質量ブラックホール候補を持つ最も注目すべき銀河には、アンドロメダ銀河、メシエ32、メシエ87、ソンブレロ銀河、そして天の川銀河自体が含まれる。^{[ 229 ] [ 230 ]}

ブラックホールは、重力レンズ効果によって検出できます。重力レンズ効果とは、質量のある天体の周囲の時空の歪みによって光線が偏向される現象です。^{[ 231 ]}重力源の後ろにある遠方の星は、その星の複数の像を生成する可能性がありますが、像が分離できない場合、この現象はマイクロレンズ効果と呼ばれます。^{[ 232 ]}マイクロレンズ効果では、天文学者は、光源の星、レンズ、および観測者が移動するにつれて変化する量で星が拡大されているのを目にします。天文学者は、数年にわたって星の像を監視し、その光度曲線を重力効果のモデルに一致させる必要があります。^{[ 233 ]}天体物理学のツールとして、マイクロレンズ効果は、連星系にペアになっていない孤立したブラックホールのような暗い天体に特に敏感です。しかし、予測された光度曲線と観測を比較すると、区別できない複数の解が得られるため、候補となるブラックホールを選択して確認するには、高価な追跡測定が必要です。 10,000を超えるマイクロレンズ現象により23個のブラックホール候補が得られたが、ハッブル宇宙望遠鏡による追加測定により、孤立ブラックホールとして確認されたのは1つの天体のみである。^{[ 234 ]}

無毛定理によれば、ブラックホールは質量、電荷、角運動量の 3 つのパラメータのみで定義されます。これは、ブラックホールの形成に使われた物質に関する他のすべての情報が失われることを意味するようです。なぜなら、外部からブラックホールについて決定できるのは、この 3 つのパラメータだけだからです。ブラックホールが永遠に存在すると考えられていたときは、この情報の損失は問題になりませんでした。情報はブラックホールの内部に存在すると考えられるからです。^{[ 235 ]}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持ち運んでいないようで、この情報は永遠に失われているように見えます。これはブラックホール情報パラドックスと呼ばれています。^{[ 236 ] [ 237 ]}このパラドックスを分析する理論的研究は、さらなるパラドックスと量子力学と一般相対性理論の交わりに関する新しいアイデアの両方につながっています。このパラドックスの解決方法については合意が得られていないものの、この問題に関する研究は量子重力理論にとって重要になると予想されている。^{[ 238 ]： 126}

遠方の銀河の観測により、超大質量ブラックホールによってエネルギー供給される超高輝度クエーサーが、赤方偏移の約1000年前の初期宇宙に存在していたことが判明した。${\displaystyle z\geq 7,}$ビッグバンから10億年未満後。^{[ 239 ]}これらのブラックホールは、大きな種族III星の重力崩壊の産物であると想定されてきた。^{[ 240 ] [ 241 ]}しかし、これらの恒星残骸は、ブラックホールの理論上の最大降着率であるエディントン限界を超えて降着することなく、初期に観測されたクエーサーを生成するのに十分な質量を持っていなかった。^{[ 242 ] [ 243 ]}

物理学者たちは、これらの超大質量ブラックホールが形成された可能性のあるさまざまなメカニズムを提案してきた。より小さなブラックホールが合体して、観測されている超大質量ブラックホールを生成した可能性も提案されている。^{[ 244 ] [ 245 ]}また、直接崩壊ブラックホールによって種が蒔かれた可能性もある。直接崩壊ブラックホールでは、大きな高温ガス雲が、低い角運動量または近くの銀河からの加熱により、複数の星につながる断片化を回避している。適切な状況下では、単一の超大質量星が形成され、典型的な恒星進化を経ることなく直接ブラックホールに崩壊する。^{[ 246 ] [ 247 ]}さらに、初期宇宙のこれらの超大質量ブラックホールは、銀河の中心でさらに物質を集積した可能性のある、高質量の原始ブラックホールである可能性がある。^{[ 248 ]}最後に、降着円盤内の高密度ガスがブラックホールの降着を妨げる外向きの放射圧を制限するなど、特定のメカニズムによってブラックホールは理論上のエディントン限界よりも速く成長することができます。^{[ 242 ] [ 249 ]}しかし、双極性ジェットの形成は超エディントン速度を妨げます。^{[ 195 ]}

超大質量ブラックホールの存在は有力視されているが、^{[ 250 ] [ 251 ]}より軽いブラックホールと中性子星の境界線は、極めて高密度の物質の理論に基づいている。直接的な観測による検証は不可能であり、中性子星の予測よりも質量が大きいと観測された天体はブラックホールであると想定されている。重力波イベントからの最近の証拠は、これらの理論の修正が必要になる可能性があることを示唆している。^{[ 80 ]}新たなエキゾチックな物質相によって、他の種類の巨大な天体が可能になるかもしれない。^{[ 137 ]}クォーク星はクォーク物質で構成され、中性子縮退圧よりもさらに強い縮退圧の一種であるクォーク縮退圧によって支えられている。これにより、中性子星よりも高い質量で重力崩壊が停止する。^{[ 252 ] [ 253 ]}電弱星と呼ばれるさらに強い星は、中心部のクォークをレプトンに変換し、星の崩壊を防ぐための追加の圧力を提供する。^{[ 254 ] [ 255 ]}標準模型のいくつかの拡張が想定するように、クォークとレプトンがプレオンと呼ばれるさらに小さな基本粒子で構成されている場合、非常にコンパクトな星はプレオン縮退圧によって支えられる可能性がある。^{[ 256 ]}これらの仮説モデルのいずれも恒星ブラックホール候補のすべての観測結果を説明できるわけではないが、Q星は中性子星の質量限界を大幅に超え、超大質量ブラックホールの代替となる唯一の選択肢である。^{[ 137 ] : 12}

A few theoretical objects have been conjectured to match observations of astronomical black hole candidates identically or near-identically, but which function via a different mechanism.^[257] A dark energy star would convert infalling matter into vacuum energy; this vacuum energy would be much larger than the vacuum energy of outside space, exerting outwards pressure and preventing a singularity from forming.^[258][259] A black star would be gravitationally collapsing slowly enough that quantum effects would keep it just on the cusp of fully collapsing into a black hole.^[260] A gravastar would consist of a very thin shell and a dark-energy interior providing outward pressure to stop the collapse into a black hole or formation of a singularity; It could even have another gravastar inside, called a 'nestar'.^[261]