原始ブラックホール

宇宙論において、原始ブラックホール（PBH）はビッグバンの直後に形成された仮説上のブラックホールである。インフレーション期および初期の放射線優勢宇宙では、極めて高密度の亜原子物質の塊が重力崩壊点まで密集し、今日のブラックホールの形成に通常必要とされる超新星圧縮なしに原始ブラックホールが形成された可能性がある。原始ブラックホールの形成は最初の恒星より​​も古いため、恒星のブラックホールの狭い質量範囲に限定されない。

1966年にヤコフ・ゼルドヴィッチとイゴール・ノビコフが初めてそのようなブラックホールの存在を提唱し^[1]、最初の詳細な研究は1971年にスティーブン・ホーキングによって実施されました。 ^{[2]しかし、その存在は仮説のままです。2022年9月、}ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によって発見された予想外の非常に大きな初期銀河を説明するために、一部の研究者によって原始ブラックホールが提唱されました。^{[3] [4]}

PBH は長い間、暗黒物質のほぼ唯一の構成要素ではないにしても、おそらく重要な構成要素であると考えられてきました。 ^{[5] [6] [7] [8]後者の見方は、} LIGO / Virgo 干渉計による 重力波観測と JWST による観測の両方によって強化されました。 ^{[9] [10]} PBH が暗黒物質であるという初期の制約では、通常、ほとんどのブラックホールが類似または同一の (「単色の」) 質量を持つと想定されていましたが、これは LIGO/Virgo の結果によって反証されました。^{[11] [12] [13]}さらに、実際のブラックホールの質量分布は広く扁平であるという示唆は、初期の大型銀河の JWST 観測から明らかになりました。^{[9] [10]最近の分析はこれに同意し、1}太陽質量をモードとする広い質量分布を示唆しています。^[14]

多くの PBH は、質量は小惑星程度だがサイズは水素原子程度で、非常に高速で移動しており、そのうちの 1 つは太陽系内に常に存在している可能性がある。このような PBH は、恒星に重大な影響を与えることなく、弾丸のように恒星を通り抜ける可能性が高い。しかし、ゆっくりと移動する PBH は恒星に捕らえられる可能性がある。^[15] スティーブン・ホーキングは、太陽にこのような PBH が存在する可能性があると提唱した。 ^[16]

モデルによっては、原始ブラックホールの初期質量は10 ⁻⁸  kg ^[17]（いわゆるプランクの遺物）から数千太陽質量以上にまで及ぶ。しかし、もともと10 −8 kg未満の質量を持っていた原始ブラックホールは、10 ¹¹  kg の原始ブラックホールは、宇宙の年齢よりもはるかに短い時間で完全に蒸発するホーキング放射のために現在まで生き残っていなかっただろう。 ^{[18]原始ブラックホールは非}バリオンであり、^[19]そのため暗黒物質の候補である可能性がある。^{[10] [5] [11] [12] [8] [13] [9]}原始ブラックホールは、大質量銀河の中心にある超大質量ブラックホールや中質量ブラックホールの種子となる可能性も高い。^{[20] [3] [4]}

原始ブラックホールは、質量の大きいコンパクトハロー天体（MACHO）のクラスに属します。これらは当然ながら暗黒物質の候補として適しています。つまり、衝突が（ほぼ）なく安定しており（十分な質量がある場合）、非相対論的な速度を持ち、宇宙の歴史の非常に初期に形成されます（通常、ビッグバン後1秒未満）。^[21]しかし、批評家は、さまざまな天体物理学的および宇宙論的観測から、これらの存在量には厳しい制限が設定されており、考えられる質量範囲のほとんどで暗黒物質に大きく寄与することは排除されると主張しています。^[22]しかし、新しい研究により、これらのブラックホールが中心に太陽の30倍の質量を持つ原始ブラックホールを持つクラスターを形成する可能性が再び示されました。^[23]

2016年3月、Advanced LIGO/VIRGOによる太陽質量30倍のブラックホール2つの合体による重力波の検出が発表されてから1ヶ月後（約6 × 10 ³¹  kg）のブラックホールが原始起源であると3つの研究グループが独立に提唱した。^{[24] [25] [26] [27]} 2つのグループは、LIGOによって推定された合体率は、宇宙構造形成の標準理論で予想されるように、暗黒物質の無視できない一部が何らかの形で微弱な矮小銀河や球状星団などのハロー内に密集している場合、暗黒物質のすべてが原始ブラックホールで構成されているというシナリオと一致することを発見した。3番目のグループは、これらの合体率は暗黒物質のみのシナリオとは両立せず、原始ブラックホールは暗黒物質全体の1％未満にしか寄与できないと主張した。 LIGOによって検出されたブラックホールの予想外に大きな質量は、1〜100太陽質量の範囲の質量を持つ原始ブラックホールへの関心を強く再燃させた。この範囲が、星のマイクロレンズ効果の欠如、^[28]宇宙マイクロ波背景の異方性、暗い矮小銀河の大きさ、銀河中心に向かうX線と電波源の相関関係の欠如などの他の観測によって除外されるかどうかについては、まだ議論が続いています。

2016年5月、アレクサンダー・カシュリンスキーは、未分解のガンマ線とX線 背景放射に観測された空間相関は、その存在量が暗黒物質のそれに匹敵するならば、同様の質量を持つ原始ブラックホールによるものである可能性があると示唆した。^[29]

^{2019年8月には、すべての暗黒物質が小惑星質量の原始ブラックホール（3.5× 10−17}～4× ¹⁰⁻¹²太陽質量、または7× ¹⁰¹³～8× ^1018kg ）で構成されている可能性を示す研究が発表されました。^[30]

2019年9月、ジェームズ・アンウィンとヤクブ・ショルツによる報告書では、太陽系の第9惑星に起因すると理論化されている軌道異常を説明するために、拡張カイパーベルトに質量5～15  M E（地球質量）、直径約テニスボールの原始ブラックホール（PBH）が存在する可能性_が提唱されました。^{[31] [32]}

2019年10月、デレク・インマンとヤシン・アリ・ハイムードは、構造形成から生じる非線形速度はCMB異方性から生じる制約に大きな影響を与えるには小さすぎることを発見した論文を発表しました^[33]

2021年9月、NANOGrav共同研究チームは、重力波に起因する可能性があり、PBHと関連している可能性のある低周波信号を発見したと発表した。 ^[34]

2022年9月、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって発見された予想外の非常に大きな初期（高赤方偏移）銀河を説明するために、原始ブラックホールが使用されました。^{[3] [4]}

2023年11月26日、死んだ恒星の崩壊以外のブラックホール生成方法である「直接崩壊による重いブラックホールの種の形成」の結果として、初めて過大質量ブラックホール銀河（OBG ）の証拠が報告されました。この発見は、チャンドラX線観測衛星とジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による、クエーサーを含む非常に初期の銀河であるUHZ1の研究で発見されました。^{[35] [36]}

2024年、バーナード・カーとその同僚によるレビューでは、PBHはビッグバンから10-5秒後の量子色力学（QCD）時代に形成され^、その結果、今日の広範囲に扁平化した質量分布が生じ、「多数の明確な隆起があり、最も顕著なものは太陽の1質量程度である」と結論付けられました。^[14]

原始ブラックホールは、インフレーション期（ビッグバンから1秒未満）または放射線優位期（非常に初期の宇宙）に形成された可能性がある。原始ブラックホールの形成に不可欠な要素は、宇宙の密度の変動であり、これが重力崩壊を引き起こす。ブラックホールを形成するには通常、密度のコントラスト（ここでは宇宙の密度）が必要である。^[38]${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$${\displaystyle \rho}$

宇宙インフレーション（ハイブリッドインフレーションモデル）の文脈では、このような不均一性を生み出すメカニズムがいくつかあります。いくつかの例を以下に示します。

アクシオンインフレーションは、アクシオンがインフレーション場として作用する理論モデルである。インフレーション場は生成される時間周期のため、最小の位置エネルギーで振動している。この振動が初期宇宙におけるエネルギー密度の変動の原因である。^[39]

再加熱は、インフレーション期と高温高密度の放射線優位期の間の過渡的過程である。この間、インフレーション場は他の粒子に崩壊する。これらの粒子は熱平衡に達するために相互作用し始める。しかし、この過程が不完全であれば密度の変動が生じ、これが十分に大きいとPBHの形成の原因となる可能性がある。^[40]

宇宙の相転移は、それぞれの転移の具体的な詳細に応じて、さまざまな方法で不均一性を引き起こす可能性があります。たとえば、1つのメカニズムは、これらの相転移から生じる高密度領域の崩壊に関係していますが、別のメカニズムでは、これらの相転移で生成された高エネルギー粒子が重力崩壊を経てPBHを形成します。^[41]

暗黒物質問題は、1933年にスイス系アメリカ人の天文学者フリッツ・ツビッキーによって提唱され、科学者が暗黒物質がどのような形をとるのかまだ分かっていないという事実を指しています。PBHはそれをいくつかの方法で解決できます。まず、PBHが宇宙の暗黒物質のすべてまたは大部分を占める場合、これは銀河や銀河団で見られる重力効果を説明できます。次に、PBHには異なる生成メカニズムが提案されています。WIMPとは異なり、 PBHは通常の物質と相互作用する重力波を放出できます。最後に、PBHの発見は、通常の物質からは発生しない観測された重力レンズ効果の一部を説明できる可能性があります。原始ブラックホールが暗黒物質を構成する可能性があるという証拠は2023年の時点では決定的ではありませんが、バーナード・カーなどの研究者は強力な支持者です。^{[9] [10] [42] [11] [12] [8] [13] [5] [43]}

原始ブラックホールは必ずしも小さい必要はなく（どんな大きさでも構わない）、予想よりも早い時期に銀河の形成に寄与した可能性がある。 ^{[3] [4]}

1974 年にソ連の物理学者ヤコフ ゼルドヴィッチによって提唱された宇宙論的ドメイン ウォール問題は、初期宇宙の相転移中のドメイン ウォールの形成と、その大きなエネルギー密度から何が生じるかについて議論したものです。PBH は、さまざまな方法でこの問題の解決策となる可能性があります。1 つの説明としては、PBH は周囲の物質に重力を及ぼして凝集させ、理論的にはドメイン ウォールの形成を防ぐため、ドメイン ウォールの形成を防ぐことができるというものです。もう 1 つの説明としては、PBH がドメイン ウォールを崩壊させる可能性があるというものです。つまり、ドメイン ウォールが PBH より前の初期宇宙で形成された場合、重力の相互作用により、最終的に PBH に崩壊する可能性があります。最後に、3 番目の説明としては、PBH は観測上の制約に違反しないというものです。もし^1012～ 1013kg^の質量範囲のPBHが検出されれば、これらは制約に違反することなく宇宙のすべての暗黒物質を構成するのに適切な密度を持つことになるので、ドメインウォール問題は発生しないだろう。^[44]

1970年代後半にヤコフ・ゼルドヴィッチが提唱した宇宙論的単極子問題は、現在では磁気単極子が存在しないという問題である。PBHもこの問題の解決策となる可能性がある。まず、初期宇宙に磁気単極子が存在していたとしたら、これらはPBHと重力的に相互作用して吸収された可能性があり、そのため磁気単極子が存在しなかったことが説明できる。PBHによる別の説明としては、PBHが物質に重力を及ぼし、物質が凝集して磁気単極子の密度が薄まった可能性がある。^[45]

一般相対性理論によれば、最小の原始ブラックホールは既に蒸発しているはずだが、弦理論 の予測通り、空間に第 4 次元があるとすれば 、それは小さなスケールでの重力の作用に影響を及ぼし、「蒸発をかなり遅くする」ことになるだろう。^[46]本質的には、第 4 次元に定常波として蓄えられたエネルギーは、従来の 4 次元時空で見た場合、物体にかなりの静止質量を与えることになる。これは、我々の銀河系に数千個の原始ブラックホールが存在することを意味する可能性がある。この理論を検証するために、科学者らは、 2008 年 6 月 11 日にNASAによって軌道に乗せられたフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡を使用する。ガンマ線バースト内で特定の小さな干渉パターンを観測できれば、原始ブラックホールと弦理論の最初の間接的証拠となる可能性がある。^{[更新が必要]}

さまざまな観測結果から、原始ブラックホールの存在量と質量に制限があると解釈されています。

寿命、ホーキング放射、ガンマ線: 原始ブラックホールを検出する、またはその質量と存在量を制限する方法の1つは、ホーキング放射です。スティーブン・ホーキングは1974年に、私たちの銀河のハロー領域にある天の川銀河に、このような小さな原始ブラックホールが多数存在する可能性があると理論化しました。すべてのブラックホールは、その質量に反比例する速度でホーキング放射を放射すると理論化されています。この放射によりブラックホールの質量がさらに減少するため、非常に質量の小さいブラックホールは暴走蒸発を起こし、最終段階で数百万メガトンの爆発力を生み出す水素爆弾に相当する放射バーストを引き起こします。^[47]通常のブラックホール（約3太陽質量）は、現在の宇宙の年齢では質量をすべて失うことはできません（物質が落ち込まなくても、約10の⁶⁹乗年かかります）。しかし、原始ブラックホールは恒星の中心核の崩壊によって形成されるわけではないので、その大きさはさまざまである。質量が約 10 ¹¹ kg のブラックホールの寿命は、宇宙の年齢とほぼ同じである。ビッグバンで十分な数の低質量ブラックホールが生成されていたとすれば、我々の天の川銀河の比較的近くにあるブラックホールのいくつかの爆発を観測できるはずである。2008年 6 月に打ち上げられたNASAのフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡衛星は、そのような蒸発する原始ブラックホールを探す目的で設計された。フェルミのデータによると、質量が 10 ¹³ kg までの原始ブラックホールで構成されている暗黒物質は 1% 未満であるという限界がある。蒸発する原始ブラックホールは、ビッグバンの元素合成にも影響を及ぼし、宇宙の軽元素の存在比を変えたであろう。しかし、理論上のホーキング放射が実際には存在しない場合、そのような原始ブラックホールはサイズが小さく、大きな重力の影響がないため、宇宙で検出することは不可能ではないにしても極めて困難になります。

宇宙マイクロ波背景放射の温度異方性： 初期宇宙における原始ブラックホールへの物質の集積は、宇宙の再結合の歴史に影響を与える媒体へのエネルギー注入につながるはずである。この効果は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性の統計的分布に特徴を誘発する。プランクのCMB観測では、少なくとも最も単純で保守的なモデルでは、100～10 ⁴太陽質量の範囲の原始ブラックホールが暗黒物質に重要な寄与をすることはないとされている^[48]。より現実的または複雑なシナリオでは、制約がより強くなるか弱くなるかはまだ議論されている。

暗黒物質の消滅によるガンマ線の特徴：宇宙の暗黒物質が弱い相互作用をする巨大粒子、つまりWIMPの形をとっている場合、原始ブラックホールは初期宇宙でWIMPのハローを周囲に集積するだろう。^[49]ハロー内のWIMPの消滅はガンマ線スペクトルの信号につながり、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡などの専用機器で検出できる可能性がある。^[50]

将来的には、さまざまな観察によって新たな制限が設定されるでしょう。

• スクエアキロメートルアレイ（SKA）電波望遠鏡は、原始ブラックホールへの物質の集積によって引き起こされる銀河間媒体へのエネルギー注入により、原始ブラックホールが宇宙の再電離の歴史に与える影響を探ります。 ^[51]
• LIGO、VIRGO、そして将来の重力波検出器は、新たなブラックホールの合体現象を検出し、そこから原始ブラックホールの質量分布を再構築することができるだろう。^[25] これらの検出器は、1.4太陽質量未満のブラックホールの合体現象が検出された場合、原始起源か恒星起源かを明確に区別することができるかもしれない。別の方法としては、原始ブラックホール連星の大きな軌道離心率を測定することである。^[52]
• レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）やパルサータイミングアレイなどの重力波検出器は、原始ブラックホール連星がまだ比較的離れた軌道を周回しているときに放出される重力波の確率的背景も調べます。^[53]
• 微光矮小銀河の新たな検出とその中心星団の観測は、暗黒物質が支配的なこれらの構造に原始ブラックホールが大量に含まれているという仮説を検証するために使用できる可能性がある。
• 天の川銀河内の星の位置と速度を監視することで、近くにある原始ブラックホールの影響を検出できる可能性がある。
• ^{[54] [55]}地球を通過する小さなブラックホールは、検出可能な音響信号を生成することが示唆されています。核子に比べて直径が小さく質量が大きいことと、比較的高速であることから、原始ブラックホールは、核子に数回衝突するだけで、ほとんど妨害を受けずに地球を通過し、悪影響を与えることなく地球から出て行くと考えられます。
• 原始ブラックホールを検出するもう一つの方法は、星の表面の波紋を観察することです。ブラックホールが星を通過した場合、その密度によって観測可能な振動が発生します。^{[56] [57]}
• マイクロ波波長でのクエーサーの監視と原始ブラックホールによる重力マイクロレンズ効果の波動光学的特徴の検出。^[58]

これらの施設はいずれもPBHが理論的な現象であるため直接検出することに焦点を当てているわけではないが、それぞれの実験で収集された情報はPBHの性質に関する洞察と制約を提供するのに役立つ二次データを提供する。^[59]

重力波検出器

• LIGO / VIRGO – これらの検出器はすでに PBH の限界に重要な制約を課しています。しかし、常に新しい予期しない信号を探しています。恒星進化理論に一致しない質量範囲のブラックホールを検出した場合、それは PBH の証拠となる可能性があります。
• 宇宙探査機/アインシュタイン望遠鏡– これら 2 つのプロジェクトは LIGO/VIRGO の次世代として機能し、10～100 Hz 帯域の感度を高め、より高い赤方偏移での PBH 情報の調査を可能にします。
• NANOGrav – この共同研究は確率的信号を検出しましたが、四重極相関が検出されていないため、まだ認定された重力波信号ではありません。しかし、これが確認されれば、太陽質量未満の PBH の証拠となる可能性があります。
• レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA) – 他の重力波検出器と同様に、LISA は PBH を検出する大きな可能性を秘めています。LISA のユニークな点は、低質量ブラックホールが大質量物体と合体するときに、極端な質量比のインスパイラルを検出できることです。その感度により、確率的 NANOGrav 信号の検出と確認も可能になります。
• 宇宙における暗黒物質と重力の探査のための AEDGE 原子実験 – この提案されている中距離重力波実験は、初期の超大質量ブラックホール形成時に理論化されたような中間質量比の合体を検出できるという点で独自性があり、これらが検出されれば PBH の証拠となるでしょう。

宇宙望遠鏡

• ナンシー グレース ローマン宇宙望遠鏡(WFIRST) – 宇宙望遠鏡である WFIRST は、さまざまな種類のレンズ効果 (その 1 つが天体測定レンズ効果) を通じて PBH を検出したり、少なくとも PBH に制約を課したりする機能を備えています。物体が星などの既知の光源の前を通過すると、その位置はわずかに (マイクロ秒角のオーダーで) シフトします。これを天体測定レンズ効果と呼びます。

スカイサーベイ

• ヴェラ・C・ルビン天文台(LSST) –マイクロレンズ効果によってコンパクト天体の質量関数を直接測定する機能を提供します。低質量と高質量の両方の天体を観測できるため、スペクトルの両側に制約が課せられます。LSST には、PBH の存在に関連する重力波信号を欠くキロノバを検出する機能もあります。

非常に大きな配列

• ngVLA – 次世代の超大型干渉計は、NANOGrav によって課せられた現在の制約の大きさに応じて、重力波の境界を改善できます。この感度の向上により、NANOGrav からの重力波信号の性質を確認できます。また、PBH による説明を他のソースから区別することもできます。

高速電波バースト観測所

• このような実験により、多数の高速電波バーストが得られ、PBH レンズを可能にするレンズ効果の統計的測定が促進されます。例としては、次のものがあります。
  • カナダ水素強度マッピング実験(CHIME)
  • 水素強度とリアルタイム分析実験（HIRAX）
  • CHORD（CHIMEの後継）

MeV ガンマ線望遠鏡

• MeV ガンマ線帯域はまだ調査されていないため、提案されている実験では、小惑星質量範囲の PBH の存在量にさらに厳しい制約が課される可能性があります。提案されている望遠鏡の例には、次のものがあります。
  • アデプト
  • アメゴ
  • 全天アストロガム
  • ゲッコ
  • グラム
  • マスト
  • パング

GeV および TeV ガンマ線観測所

• 広視野調査観測所
  • 質量範囲が太陽質量の約 5×10 ^{19 倍}の PBH は、蒸発により TeV ガンマ線を発生すると考えられます。これらは空を横切る等方性バーストとして発生するため、広域サーベイ観測所はこれらを探すのに最適です。いくつかの例を以下に示します。
    • FGSTのLAT
    • 高高度水チェレンコフ実験(HAWC)
    • 南広域ガンマ線観測所(SWGO)
• 大気チェレンコフ望遠鏡
  • これらは視野が狭いですが、TeV 宇宙線に対する感度が非常に高いため、バースト率密度の上限を提供できます。これらの望遠鏡には次のようなものがあります。
    • 超高エネルギー放射線画像望遠鏡アレイシステム(VERITAS)
    • 主要大気ガンマ線撮像チェレンコフ望遠鏡(MAGIC)  
    • 高エネルギー立体視システム（HESS）
    • チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)

直接崩壊ブラックホールは、放射線優勢時代の後に、異常に高密度で大きなガス領域の崩壊によって生じたものであるが、原始ブラックホールは、インフレーション時代または放射線優勢時代のエネルギー、イオン化物質、またはその両方の直接崩壊によって生じたと考えられる。^[60]

• 原始重力波
• 原始的変動