連星ブラックホール

連星ブラックホール（BBH）、またはブラックホール連星とは、互いに近接した軌道で周回する2つのブラックホールからなる天体です。ブラックホール自体と同様に、連星ブラックホール系は、恒星質量ブラックホール（大質量連星系の残骸を含むもの、または力学的プロセスと相互捕獲によって形成されたもの）と、超大質量ブラックホール系（銀河の合体から生じたと考えられているもの）に分類されます。

恒星質量連星ブラックホールの存在は、 2015年9月の重力波観測によって直接確認された。超大質量連星ブラックホールの候補は間接的な証拠に基づいて提案されているが、観測による確認を待っている。^{[ 2 ]}

長年にわたり、ブラックホールの存在を証明することは困難でした。なぜなら、定義上、ブラックホールは可視光やその他の電磁波を放出しないため、遠隔検出のために放出することができないからです。しかし、アインシュタインは、一対のブラックホールが合体すると、膨大な量のエネルギーが重力波放射として放出され、その特徴的な波形は一般相対性理論を用いて計算できることを知っていました。^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}そのため、20世紀後半から21世紀初頭にかけて、連星ブラックホールは、重力波そのものの存在を証明するだけでなく、重力波の潜在的な発生源として科学的に大きな関心を集めるようになりました。

連星ブラックホールの合体は、宇宙で知られている重力波の発生源の中で最も強力なものの1つであり、そのため、そのような波を直接検出する絶好の機会となる。軌道上のブラックホールがこれらの波を放出すると、軌道は減衰し、軌道周期は短くなる。この長い螺旋状の段階は、ブラックホールが十分に接近して最終的に合体するまで続く。最後のほんの一瞬で、ブラックホールは極めて高速になり、重力波の振幅はピークに達する。合体後、単一のブラックホールは安定した形態に落ち着き、リングダウンと呼ばれる段階となり、その形状の非球形歪みは追加の重力波放射として散逸する。^{[ 6 ]}

恒星質量連星ブラックホール（および重力波そのもの）の存在は、レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）がGW150914 （2015年9月検出、2016年2月発表）を検出したことでついに確認された。GW150914は、それぞれ約30太陽質量の2つの恒星質量ブラックホールが合体する際に発生した特徴的な重力波信号で、約13 億光年離れた場所で発生した。GW150914は、最後の20ミリ秒間、螺旋状に内側に落下して合体する際に、約3太陽質量の重力エネルギーを放出し、そのピーク値は3.6 × 10⁻⁶ に達した。⁴⁹ W ―観測可能な宇宙のすべての星から放射される光の総出力よりも多い。 ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} 

恒星質量連星ブラックホールの存在は、LIGOによるブラックホール合体イベントGW150914の最初の検出によって実証された。 ^{[ 10 ]}

超大質量ブラックホール（SMBH）連星は、銀河の合体時に形成されると考えられている。連星ブラックホールの有力候補としては、まだ遠く離れている二重核を持つ銀河が挙げられる。活動的な二重核の例としては、NGC 6240がある。^{[ 12 ]}二重輝線を持つ単一核銀河では、ブラックホール連星がはるかに近い位置にある可能性が高い。例としては、SDSS J104807.74+005543.5 ^{[ 13 ]}や EGSD2 J142033.66 525917.5 ^{[ 14 ]}などがある。他の銀河核には、中心ブラックホールの周りを公転する大きな天体を示唆する周期的な放射があり、例えば、軌道周期が 12 年である可能性のある超大質量連星であるOJ287 ^{[ 15 ]などが挙げられる。 [ 16 ]}

銀河J0437+2456内の移動性超大質量ブラックホールの固有速度の測定結果は、反跳する超大質量ブラックホールまたは連星超大質量ブラックホール、あるいは進行中の銀河合体が存在する有望な候補であることを示している。 ^{[ 17 ]}

クエーサーPKS 1302-102は、1900日の軌道周期を持つ連星ブラックホールを持っているようだ 。^{[ 18 ]}

2つの銀河が衝突する際、中心にある超大質量ブラックホールが正面衝突する可能性は非常に低く、何らかのメカニズムによって接近しない限り、双曲線軌道を描いて互いにすれ違う可能性が高い。最も重要なメカニズムは動摩擦であり、これはブラックホールから周囲の物質へ運動エネルギーを伝達する。ブラックホールが恒星のそばを通過する際、重力によるスイングバイ効果によって恒星は加速され、ブラックホールは減速される。

これによりブラックホールの速度が十分に低下し、連星系が形成されます。さらに、動摩擦によってブラックホールの軌道エネルギーが奪われ、互いに数パーセク以内の距離で周回するようになります。しかし、この過程では軌道上の物質も放出され、軌道が縮小するにつれてブラックホールが通過する空間の体積が減少し、最終的には宇宙の年齢内に合体を起こすことができないほどの物質しか残らなくなります。

重力波は軌道エネルギーの大幅な損失を引き起こす可能性があるが、それは分離距離が約0.01～0.001パーセクというはるかに小さな値に縮小してからである 。

それにもかかわらず、超大質量ブラックホールは合体したようで、この中間範囲のペアと思われるものがPKS 1302-102で観測されている。^{[ 19 ] [ 20 ]}これがどのように起こるのかという問題は「最終パーセク問題」である。^{[ 21 ]}

最終パーセク問題に対する解決策がいくつか提案されている。そのほとんどは、恒星またはガスのいずれかの追加物質を連星系に十分近づけて、連星系からエネルギーを抽出し、連星系を収縮させるメカニズムを伴う。十分な数の恒星が軌道上の連星系に接近すれば、それらの重力放出によって2つのブラックホールが天文学的に妥当な時間内に接近する可能性がある。^{[ 22 ]}もう一つの可能​​性は、連星系周辺の降着である。暗黒物質も検討されているが、合体が起こる前にすべてが放出されるという同じ問題を回避するには、自己相互作用する暗黒物質が必要であると思われる。^{[ 23 ] [ 24 ]}

まれではあるが機能することが知られているメカニズムの1つは、2回目の銀河衝突による3番目の超大質量ブラックホールである。^{[ 25 ]} 3つのうち1つが放出される可能性はあるが、質量が大きいため、1つが放出されずに3つが繰り返し相互作用する可能性の方が高い。結果として生じる混沌とした軌道により、2つの追加のエネルギー損失メカニズムが可能になる。^{[ 26 ]}

1. ブラックホールは銀河のかなり広い領域を周回し、はるかに多くの物質と相互作用し（そしてエネルギーを奪い）、
2. 軌道が非常に偏心する可能性があり、最接近地点で重力波によるエネルギー損失が生じる可能性がある。

恒星質量連星ブラックホールの合体の最初の観測であるGW150914は、 LIGO検出器によって行われた。^{[ 10 ] [ 30 ] [ 31 ]}地球から観測すると、推定質量が太陽の約36倍と29倍のブラックホールのペアが互いに回転しながら合体し、 2015年9月14日午前9時50分 （UTC）に約62太陽質量のブラックホールを形成した。^{[ 32 ]}最後の数分の1秒で3太陽質量が重力波に変換され、ピーク出力は3.6×10⁴⁹W ^（ 毎秒200太陽質量）に達した。^{[ 10 ]}これは観測可能な宇宙のすべての恒星の総出力の50倍である。^{[ 33 ]}この合体は、 地球から440 +160 −180メガパーセク、 ^{[ 34 ]}  6億年前から18億年前の間 。^{[ 30 ]}観測された信号は数値相対性理論シミュレーションの予測と一致している。^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}

ブラックホールが遠く離れている場合、合体段階、そして最終的なリングダウンを解くために、いくつかの簡略化された代数モデルを使用することができます。

合体過程にはポストニュートン近似が使用できます。これらは、ニュートン重力の方程式に追加の項を加えることで、一般相対性理論の場の方程式を近似します。これらの計算で使用される次数は、2PN (2 次ポストニュートン)、2.5PN、または 3PN (3 次ポストニュートン) と呼ばれることがあります。有効 1 体 (EOB) 近似は、方程式を単一の物体の方程式に変換することで、連星ブラックホール系のダイナミクスを解きます。これは、恒星質量ブラックホールが銀河中心ブラックホールと合体する場合など、質量比が大きい場合に特に有用ですが、質量が等しい系にも使用できます。

リングダウン現象については、ブラックホール摂動理論を用いることができる。最終的なカーブラックホールは歪み、それが生成する周波数スペクトルを計算することができる。

合体を含む進化の全過程を記述するには、一般相対性理論の完全な方程式を解く必要があります。これは数値相対性理論シミュレーションで行うことができます。数値相対性理論は時空をモデル化し、その時間的変化をシミュレートします。これらの計算では、ブラックホールの近傍の十分な微細な情報と、無限遠まで伝播する重力波を決定するのに十分な体積の両方が重要です。数値計算問題を妥当な時間で処理できるように点の数を減らすために、ボイヤー・リンドクイスト座標や魚眼座標などの特殊な座標系を使用できます。

数値相対論的手法は、1960年代と1970年代の初期の試みから着実に進歩してきた。^{[ 35 ] [ 36 ]} しかし、軌道上のブラックホールの長期シミュレーションは、2005年に3つのグループが独立して連星ブラックホールの合体、融合、リングダウンをモデル化する画期的な新しい手法を開発するまで不可能だった。^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}

全体の合体計算では、上記の方法のいくつかを組み合わせて使用​​することができます。その場合、異なるアルゴリズムを使用して計算されたモデルのさまざまな部分を適合させることが重要です。ラザルスプロジェクトは、合体時に空間的超曲面上の部分をリンクしました。^{[ 37 ]}

計算結果には結合エネルギーが含まれる。安定軌道では、結合エネルギーはパラメータ摂動に対して局所的な最小値となる。最も内側の安定円軌道では、局所的な最小値は変曲点となる。

生成される重力波形は、観測予測と確認にとって重要である。螺旋運動が重力場の強い領域に達すると、波は領域内で散乱し、ポストニュートンテール（PNテール）と呼ばれるものを生成する。^{[ 37 ]}

カーブラックホールのリングダウン段階では、フレームドラッギングによって地平線周波数の重力波が生成される。対照的に、シュワルツシルトブラックホールのリングダウンは、後期インスパイラルからの散乱波に似ているが、直接波はない。^{[ 37 ]}

放射反作用力は、重力波束のパデ再和によって計算できる。放射を決定する手法の一つに、コーシー特性抽出法（CCE）がある。この手法は、より大きな有限距離で計算する必要なく、無限遠における束の近似値を与える。

結果として生じるブラックホールの最終質量は、一般相対性理論における質量の定義に依存する。ボンディ質量M _Bは、ボンディ・サッハ質量損失公式から計算される。${\textstyle {\frac {dM_{B}}{dU}}=-f(U)}$ここで、f ( U )は遅延時間Uにおける重力波束である。fはヌル無限遠におけるニュース関数の面積分を立体角で割ったものである。アーノウィット・デザー・ミスナー（ADM）エネルギー、またはADM質量は、無限遠で測定された質量であり、放出されるすべての重力放射を含む。${\textstyle M_{\text{ADM}}=M_{\text{B}}(U)+\int _{-\infty }^{U}F(V)\,dV}$。

重力波放射では角運動量も失われます。これは主に初期軌道のz軸方向です。これは、多重極計量波形とニュース関数補数の積を遅延時間で積分することによって計算されます。^{[ 38 ]}

解決すべき問題の一つは、ブラックホール合体時の事象の地平線の形状、すなわちトポロジーを明らかにすることである。

数値モデルでは、テスト測地線を挿入して、事象の地平線に遭遇するかどうかを確認します。2 つのブラックホールが互いに接近すると、それぞれの事象の地平線から「アヒルのくちばし」のような形がもう一方の事象の地平線に向かって突き出します。この突き出しは、もう一方のブラックホールからの突き出しと出会うまで、より長く、より細くなります。この時点で、事象の地平線は、出会いの点で非常に細い X 字型になります。突き出しは細い糸のように引き伸ばされます。^{[ 39 ]}出会いの点は、ブリッジと呼ばれるほぼ円筒形の接続に拡大します。^{[ 39 ]}

2011年時点のシミュレーション環状トポロジー（リング状）の事象の地平線は生成されなかった。一部の研究者は、例えば、同じほぼ円形の軌道にある複数のブラックホールが合体すれば可能になるかもしれないと示唆した。^{[ 39 ]}

合体する連星ブラックホールでは、重力波が運動量を持ち、合体するブラックホールのペアが加速し、ニュートンの第三法則に違反するように見えるという予期せぬ結果が生じる可能性がある。重心は キック速度を 1000 km/s 以上に加算することができる。^{[ 40 ]}最大のキック速度 (5000  km/s に近づく) は、質量とスピンの大きさが等しいブラックホールの連星で発生し、スピンの方向が最適に逆向きに、軌道面に平行に、または軌道角運動量とほぼ一致するように配向されている場合である。^{[ 41 ]}これは大きな銀河から脱出するのに十分である。より可能性の高い配向では、効果は小さくなり、おそらく毎秒数百キロメートル程度である。この種の速度は、合体する連星ブラックホールを球状星団から放出し、球状星団の中心部で大質量ブラックホールが形成されるのを防ぐ可能性がある。これにより、その後の合体の可能性が減り、重力波を検出する可能性も減ります。自転していないブラックホールの場合、 質量比が 5 対 1 のときに最大反跳速度 175 km/s が発生します。スピンが軌道面に揃っている場合、 2 つの同一のブラックホールで 5000 km/s の反跳が可能です。^{[ 42 ]} 興味深いパラメータとしては、ブラックホールが合体する点、最大のキックを生み出す質量比、重力波によって放射される質量/エネルギーの量などがあります。正面衝突の場合、この割合は 0.002、つまり 0.2% と計算されます。^{[ 43 ]}反跳した超大質量ブラックホールの最有力候補の 1 つは CXO J101527.2+625911 です。^{[ 44 ]}

• 最も質量の大きいブラックホールのリスト

ウィキメディア・コモンズには、連星ブラックホールに関連するメディアがあります。

• 連星ブラックホールが軌道を描いて衝突する– YouTubeより。
• Merritt, David ; Milosavljević, Miloš (2005). "Massive Black Hole Binary Evolution". Living Reviews in Relativity . 8 : 8. arXiv : astro-ph/0410364 . Bibcode : 2005LRR.....8....8M . doi : 10.12942/lrr-2005-8 (2025年7月11日非アクティブ)。S2CID 119367453 . {{cite journal}}: CS1メンテナンス: DOIは2025年7月現在非アクティブです（リンク）