射手座A*

いて座A * は、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールです^{[ 5 ]} [6][7]。地球から見ると、いて座と^{さそり座の境界付近、}黄道面から南に約5.6 °の位置にあり[ 8 ]、蝶星団^{( M6 )}とラムダさそり座^に視覚的に近接しています。^いて座 A* は、明るく非常にコンパクトな天文電波源です。 

2022 年 5 月、天文学者たちは、世界規模の電波天文台ネットワークであるイベント ホライズン テレスコープを使用して、いて座 A* の事象の地平線周辺の降着円盤の最初の画像を公開しました。^{[ 9} ]^これは、2019^{年のメシエ}87の超大質量ブラックホールに続く、 2 番目に確認されたブラックホールの画像です。 ^{[ 11 ] [ 12 ]}ブラックホール自体は見えません。光はブラックホールの巨大な重力から逃れることができないため、ブラックホールの影響を受ける近傍の天体のみが観測できます。観測された電波と赤外線のエネルギーは、ブラックホールに落下する際に数百万度まで加熱されたガスと塵から放出されます。^{[ 13 ]}

Sgr A* は 1974 年にブルース・バリックとロバート・L・ブラウン によって発見され、 ^{[ 14 ] [ 15 ]}アスタリスク*は1982 年にブラウンによって付与されました^{[ 16 ]} 。ブラウンは、銀河の中心からの最も強い電波放射は、より大きく、はるかに明るい電波源であるいて座 A (Sgr A)に埋め込まれたコンパクトな非熱的電波天体によるものであると理解していました。 

いて座A*を周回するいくつかの星、特に星S2の観測は、この天体の質量と半径の上限を決定するために使用されました。得られた質量と正確な半径の上限に基づいて、天文学者はいて座A*が天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールであると結論付けました。^{[ 17 ]}現在の質量の最良推定値は4.297 ± 0.012百万太陽質量です。^{[ 2 ]}

ラインハルト・ゲンツェルとアンドレア・ゲズは、いて座A*が超大質量コンパクト天体であり、ブラックホール以外に説明がつかないことを発見した功績により、 2020年のノーベル物理学賞の4分の1ずつを受賞した。ロジャー・ペンローズ卿は、「ブラックホールの形成が一般相対性理論の確固たる予測であることを発見した」功績により、残りの半分を受賞した。^{[ 18 ]}

2022年5月12日、イベントホライズンテレスコープコラボレーションにより、いて座A*の最初の画像が公開されました。2017年に取得された電波干渉計データに基づくこの画像は、この天体にブラックホールが含まれていることを確認しています。これはブラックホールの2番目の画像であり、^{[ 11 ] [ 19 ]}処理には5年間の計算を要しました。^{[ 20 ]}データは、6つの地理的な場所にある8つの電波天文台によって収集されました。電波画像は、通常、安定した光源の夜間の観測から得られる開口合成によってデータから生成されます。いて座A*からの電波放射は数分単位で変化するため、分析が複雑になります。^{[ 21 ]}

彼らの結果は、51.8 ± 2.3 μas 。^{[ 19 ]} 26,000光年（8,000パーセク）の距離では、直径は5180万キロメートル（3220万マイル）になります。^{[ a ]}比較のために、地球は太陽から1億5000万キロメートル（1.0天文単位、9300万マイル）離れており、水星は近日点で太陽から4600万キロメートル（0.31天文単位、2900万マイル）離れています。Sgr A*の固有運動は、赤経で約-2.70 mas /年、赤緯で約-5.6 mas/年です。^{[ 22 ] [ 23 ] [ 24 ]} この望遠鏡によるこれらのブラックホールの測定は、これまで以上に厳密にアインシュタインの相対性理論を検証し、結果は完全に一致しました。^{[ 12 ]}            

2019年にSOFIA航空機に搭載された高解像度空中広帯域カメラプラス（HAWC+）^{[ 25 ]}による測定により、磁場によって周囲のガスと塵の環（温度は-280～17,500 °F（99.8～9,977.6 K、-173.3～9,704.4 °C）） [ ^{26 ]}がいて座A*の周りの軌道に流れ込み、ブラックホールの放射を低く抑えていることが明らかになった^{。[ 27 ]}   

天文学者は、光源と地球の間にある塵やガスによる25等級の消光（吸収と散乱）の影響により、可視光スペクトル でSgr A*を観測することができなかった。 ^{[ 28 ]}

1933 年 4 月、電波天文学の父の 1 人と考えられているカール・ジャンスキーは、天の川の中心に向かういて座の方向から電波信号が来ていることを発見した。^{[ 29 ]}この電波源は後にいて座 Aとして知られるようになった。彼の観測は、現在銀河中心として知られている地点ほど南には及んでいなかった。^{[ 30 ]}シドニーのポッツ ヒル貯水池にあるCSIRO電波望遠鏡を使用したジャック ピディントンとハリー ミネットの観測により、離散的で明るい「いて座-さそり座」電波源が発見され、^{[ 31 ]}ドーバー ハイツにある80 フィート (24 メートル)の CSIRO 電波望遠鏡によるさらなる観測の後、ネイチャーへの手紙で銀河中心である可能性が高いと特定された。^{[ 32 ]}

その後の観測により、いて座Aは実際にはいくつかの重なり合ったサブコンポーネントから構成されていることが明らかになった。明るく非常にコンパクトなコンポーネントであるSgr A*は、1974年2月13日と15日に、国立電波天文台 のベースライン干渉計を使用してBalickとRobert L. Brownによって発見された。^{[ 14 ] [ 15 ]} Sgr A*という名前は、電波源が「励起的」であり、原子の励起状態はアスタリスクで示されることから、Brownが1982年の論文で命名したものである。^{[ 33 ] [ 34 ]} 

1980年代以降、Sgr A* の中心成分はブラックホールである可能性が高いことが明らかになった。1994年、ノーベル賞受賞者のチャールズ・H・タウンズと将来のノーベル賞受賞者ラインハルト・ゲンツェルを含むバークレーの研究チームによる赤外線およびサブミリ波分光研究により、Sgr A* の質量は太陽の約300万倍にまで集中していることが示された。^{[ 35 ]}

2002年10月16日、マックス・プランク地球外物理学研究所のラインハルト・ゲンツェル率いる国際チームは、いて座A*近傍の恒星S2の10年間にわたる運動の観測結果を報告した。チームの分析によると、このデータはSgr A*に暗黒星状天体の集団や縮退フェルミオンの塊が存在する可能性を排除し、大質量ブラックホールの存在を裏付ける証拠を強化した。S2の観測には、この波長帯では星間減光が少ないため、近赤外線（NIR）干渉法（Ksバンド、すなわち2.1μm ）が用いられた。近赤外線画像と電波観測を位置合わせするためにSiOメーザーが使用された。SiOメーザーは近赤外線と電波の両方の波長帯で観測可能である。S2（および近傍の他の恒星）の高速運動は、視線方向の低速運動の恒星とは容易に区別できるため、これらの恒星は画像から差し引くことができた。^{[ 36 ] [ 37 ]} 

いて座A*のVLBI電波観測は近赤外線画像と中心を合わせることができたため、S2の楕円軌道の焦点はいて座A*の位置と一致することがわかった。S2のケプラー軌道を調べることで、彼らはいて座A*の質量を決定した。4.1 ± 0.6 百万太陽質量で、半径が17光時間（120 AU [180億 km ; 110億 mi ]）以下の体積内に閉じ込められている。[39] 後に行われた恒星S14の観測では、半径が6.25光時間（45 AU [67億km ; 42億mi ]）^{以下の体積}内に、約410万太陽質量の天体が存在することが示された。[ 40 ] S175も同様の距離を^通過した。^{[ 41 ]}比較のために、シュヴァルツシルト半径は0.08 AU（1200万km ; 740万mi）である。彼らはまた、天文学的な距離尺度の較正に重要な、地球から銀河中心（天の川の回転中心）までの距離を8,000 ± 600パーセク（30,000 ± 2,000光年）と決定した。2004 年 11 月、天文学者チームは、いて座 A* から 3 光年離れた軌道を周回する、 GCIRS 13Eと呼ばれる中間質量ブラックホールの可能性のある天体を発見したと報告した。この 1,300 太陽質量のブラックホールは、7 つの星のクラスター内にある。この観測は、超大質量ブラックホールが近くのより小さなブラックホールや星を吸収して成長するという考えを裏付けるものとなるかもしれない。                      

ギレスンらは、いて座A*の周りの恒星の軌道を16年間観測した後、その天体の質量を推定した。4.31 ± 0.38 百万太陽質量。この結果は2008年に発表され、2009年に天体物理学ジャーナルに掲載された。 ^{[ 42 ]}研究チームのリーダーであるラインハルト・ゲンツェルは、この研究は「超大質量ブラックホールが実際に存在するという、現在では最良の経験的証拠と考えられているもの」をもたらしたと述べた。「銀河中心の恒星の軌道は、400万太陽質量の中心質量集中が、疑いの余地なくブラックホールであることを示している。」^{[ 43 ]}

2015年1月5日、NASAはSgr A*から通常より400倍明るいX線フレアを観測したと報告した。これは記録破りの出来事である。天文学者によると、この異常な現象は、ブラックホールに落下する小惑星 の分裂、あるいはSgr A*に流れ込むガス内の磁力線の絡み合いによって引き起こされた可能性があるという。^{[ 44 ]} 

2019年5月13日、ケック天文台を使用している天文学者たちは、 Sgr A*が突然明るくなり 、通常の75倍の明るさになったのを目撃し、この超大質量ブラックホールが別の天体と遭遇した可能性を示唆した。^{[ 45 ]}

2023年6月、いて座A*に関連して、説明のつかない電波エネルギーのフィラメントが発見された。 ^{[ 46 ]}

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  ALMAによる分子水素に富むガス雲の観測。いて座A*周辺の領域が丸で囲まれている^{[ 47 ]}
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  2013年にSgr A*から異常に明るいX線フレアが検出された。 ^{[ 44 ]}
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  超新星残骸から放出された惑星形成物質は、電波やX線で観測される。
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  超新星残骸から噴出される惑星形成物質は赤外線とX線で観測される。

2018 年 10 月 31 日に発表された論文では、いて座 A* がブラックホールであるという決定的な証拠が発見されたと発表されました。天文学者たちは、 GRAVITY干渉計と超大型望遠鏡(VLT)の 4 つの望遠鏡を使用して、直径130 メートル (430 フィート)の仮想望遠鏡を作成し、光速の約 30% の速度で移動するガスの塊を検出しました。ブラックホールのすぐ近くにある高エネルギー電子からの放射は、3 つの目立つ明るいフレアとして観測されました。これらは、400 万太陽質量のブラックホールの近くを周回するホットスポットの理論的予測と完全に一致しています。フレアは、いて座 A* のすぐ近くを周回する非常に高温のガスの磁気相互作用に由来すると考えられています。^{[ 13 ] [ 48 ]}

2018 年 7 月、Sgr A*を周回するS2 が7,650 km/s (1,710万mph)、つまり光速の 2.55% の速度で記録されたことが報告された。これは、2018 年 5 月にSgr A* から約120 AU (180億km ; 110億mi ) (約 1,400シュワルツシルト半径) の近点接近に至った。ブラックホールにこれほど近い距離では、アインシュタインの一般相対性理論によれば、S2 は通常の速度赤方偏移に加えて、識別可能な重力赤方偏移を示すと予測される。重力赤方偏移は、10 パーセントの測定精度内で一般相対性理論の予測と一致して検出された。^{[ 49 ] [ 50 ]}          

いて座 A* の電波放射はブラックホールを中心としているのではなく、ブラックホールの周辺、事象の地平線に近い明るいスポット、おそらく降着円盤内、あるいは円盤から噴出された相対論的ジェットから発生している。 ^{[ 51 ]}いて座 A* の見かけ上の位置がブラックホールの中心に正確に位置していた場合、ブラックホールの重力レンズ効果により、実際のサイズよりも大きく見える可能性がある。一般相対性理論によれば、これはリング状の構造となり、その直径はブラックホールのシュワルツシルト半径(10 μas) の約 5.2 倍となる。約 400 万太陽質量のブラックホールの場合、これは約 52 μas のサイズに相当し、観測された全体のサイズ約 50 μasと一致している。^{[ 51 ]}ブラックホール Sgr A* 自体のサイズ (見かけの直径) は 20 μas である。  

低解像度の観測では、いて座A*の電波源が対称であることが明らかになった。^{[ 52 ]}重力の代替理論のシミュレーションでは、一般相対性理論と区別するのが難しい結果が示されている。^{[ 53 ]} 2018年の論文では、観測と一致するいて座A*の画像を予測した。特に、この論文では、電波源の小さな角サイズと対称的な形態を説明している。^{[ 54 ]}

いて座A*の質量は、2つの異なる方法で推定されている。

1. ドイツとアメリカの2つのグループは、ブラックホールのすぐ近くにある個々の星の軌道を監視し、ケプラーの法則を使ってブラックホール内の質量を推定した。ドイツのグループは、ブラックホールの質量を4.31 ± 0.38 百万太陽質量、^{[ 42 ]}一方アメリカのグループは4.1 ± 0.6 百万太陽質量。^{[ 40 ]}
2. さらに最近では、ブラックホールから約1パーセク以内の数千個の恒星の固有運動の測定と統計的手法を組み合わせることで、ブラックホールの質量の推定値が得られました。3.6 +0.2 −0.4 × 10 ⁶ M _☉、さらに中心パーセクに分布する質量は(1 ± 0.5) × 10 ⁶ M _☉。^{[ 55 ]}後者は星と恒星残骸で構成されていると考えられている。

この超大質量ブラックホールの質量が比較的小さいことと、電波および赤外線輝線の輝度が低いことから、天の川銀河はセイファート銀河ではないことが示唆される。^{[ 28 ]}

最終的に観測されるのはブラックホールそのものではなく、Sgr A* の近くにブラックホールが存在する場合にのみ整合性のある観測結果である 。そのようなブラックホールの場合、観測される電波および赤外線エネルギーは、ブラックホールに落下する際に数百万度まで加熱されたガスと塵から放出される。^{[ 13 ]ブラックホール自体は、 10⁻¹⁴}ケルビン程度の無視できる温度でホーキング放射のみを放出すると考えられている。

欧州宇宙機関のガンマ線観測衛星INTEGRALは、近傍の巨大分子雲いて座B2と相互作用するガンマ線を観測し、その結果、雲からX線が放出された。この爆発による全光度（L ≈1.5 × 10）³⁹ erg/s）は、Sgr A* の現在の出力の 100 万倍強力で、典型的な活動銀河核に匹敵すると推定されている。 ^{[ 56 ] [ 57 ]} 2011 年に、この結論はすざく衛星で天の川銀河の中心を観測した日本の天文学者によって裏付けられた。 ^{[ 58 ]}

2019年7月、天文学者たちは、秒速1,755 km (時速393万マイル)、すなわち光速の0.006倍で移動する星S5-HVS1を発見したと報告した。この星は南天のつる座（または鶴座）にあり、地球から約29,000光年離れており、いて座A*との相互作用の後、天の川銀河から押し出された可能性がある。^{[ 59 ] [ 60 ]}   

そのスピンパラメータにはいくつかの値^{[ 61 ] [ 62 ]}が与えられている。${\displaystyle a_{*}={\frac {cJ}{GM^{2}}}}$例としては、Fragione & Loeb (2020) が挙げられる。${\displaystyle a_{*}<0.1}$^{[ 63 ]}、Belanger et al。 (2006)${\displaystyle a_{*}\sim 0.22}$[ ^{64 ]} Meyer et al. (2006 ⁾${\displaystyle a_{*}>0.4}$[ ^{65 ] Genzel et} al. (2003)${\displaystyle a_{*}\sim 0.52}$[ ^{66 ]}デイリー（2019 ^）${\displaystyle a_{*}=0.93\pm 0.15}$[ ^{67 ]}およびDalyら（2023 ^）${\displaystyle a_{*}=0.90\pm 0.06}$^{[ 62 ]} Daly et al. (2023) は、Sgr A* のブラックホールの回転質量成分と既約質量成分の比率が次のようになることも発見した。${\displaystyle M_{rot}/M_{irr}=0.62\pm 0.10}$これは、ブラックホールが角速度で回転していることを示している。${\displaystyle 0.62\pm 0.10}$光速によって決まる最大値。^{[ 62 ] [ 68 ]}

いて座 A* の周りを近距離で公転する星が多数あり、それらはまとめて「S 星」と呼ばれています。^{[ 75 ]}これらの星は、星間塵によって可視光での観測が著しく制限されるため、主にK バンドの赤外線波長で観測されます。これは急速に変化している分野であり、2011 年に当時最も目立つ星の軌道が左の図にプロットされ、それらの軌道と太陽系のさまざまな軌道との比較が示されています。^{[ 71 ]}それ以降、S62 はそれらの星よりもさらに接近すると考えられていましたが、^{[ 76 ]}その後の観測ではそうではないことがわかりました。^{[ 77 ]}

これらの恒星は高速で超大質量ブラックホールに接近するため、いて座A*の物理的寸法の上限を定めるのに役立つだけでなく、軌道の近点移動など一般相対性理論に関連する効果を観測するのにも有用である。恒星が事象の地平線に十分接近して破壊される可能性について常に監視が続けられているが、これらの恒星がそのような運命をたどるとは予想されていない。

2020年現在S4714は、いて座A*への最接近記録保持者であり、約12.6天文単位（18億8000万km）で、土星が太陽に最も近づく距離にほぼ匹敵し、光速の約8%で移動しています。これらの数値は概算値であり、正式な不確実性は   12.6 ± 9.3  AUおよび23,928 ± 8,840  km/s。その軌道周期は12年だが、0.985という極端な離心率により、接近速度と高速を実現している。^{[ 78 ]}

この星団の表からの抜粋（いて座A*星団を参照）で、最も目立つメンバーを示しています。以下の表では、id1はギレッセンカタログでの星の名前、id2はカリフォルニア大学ロサンゼルス校のカタログでの星の名前です。a 、e、i、Ω、ωは標準軌道要素で、 aは秒角で測定されます。Tpは近点通過のエポック、Pは軌道周期（年）、Kmagは星の赤外線Kバンドの見かけの等級です。qとvは近点距離（AU）と近点速度（光速のパーセント）です。^{[ 79 ]}

2002年に天の川銀河中心部の画像で何か異常なものとして初めて注目されたガス雲G2^は、地球の約3倍の質量を持ち、 2012年にNature誌に掲載された論文で、Sgr A*の降着領域に向かう軌道に乗っている可能性が高いことが確認された。^{[ 80 ][ 81 ]}軌道の予測では、2014年初頭にブラックホールに最も接近する（ペリニグリコン）とされており、その際、雲は事象の地平線の半径の3,000倍強（または約260 AU、36光時間）の距離にあった。G2は2009年以来破壊活動を行っていることが観測されており、^{[ 81 ]}一部の研究者は、遭遇によって完全に破壊されると予測しており、その結果、ブラックホールからのX線やその他の放射が大幅に明るくなる可能性がある。他の天文学者たちは、ガス雲には暗い星、あるいは連星合体生成物が隠れていて、それがSgr A*の潮汐力に抵抗してガス雲をまとめ、何の影響も受けずに通過させている可能性があると示唆した。^{[ 82 ]}ガス雲自体への潮汐効果に加えて、2013年5月には^{[ 83 ]}、近点通過前にG2は銀河中心付近を周回していると考えられているブラックホールや中性子星の集団のメンバーと複数回接近遭遇し、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周辺領域について何らかの洞察を与えてくれる可能性があると提案された。^{[ 84 ]}

Sgr A* への平均降着率は、その質量のブラックホールとしては異常に小さく^{[ 85 ]}、地球に非常に近いためのみ検出可能です。2013 年の G2 の通過は、天文学者に超大質量ブラックホールへの物質の降着についてより詳しく知る機会を与えるかもしれないと考えられていました。いくつかの天文施設がこの最接近を観測し、チャンドラ、XMM、VLA、INTEGRAL、Swift、Fermiで観測が確認され、 VLTとKeckで観測が依頼されました。^{[ 86 ]}

実際に通過する前に、ESO ^{[ 87 ]}とローレンス・リバモア国立研究所(LLNL) ^{[ 88 ]のグループによってシミュレーションが行われた。}

雲がブラックホールに近づくと、ダリル・ハガードは「実験のような感覚でワクワクする」と述べ、この相互作用によって新たな情報や洞察が得られるような効果が得られることを期待した。^{[ 89 ]}

雲がブラックホールに最も接近した際、その最接近中および接近後には何も観測されず、「花火」がなく「失敗」だったと表現された。^{[ 90 ]} UCLA銀河中心グループの天文学者たちは、2014年3月19日と20日に得られた観測結果を発表し、G2は（単純なガス雲仮説の予測とは対照的に）まだ無傷であり、雲には中心星がある可能性が高いと結論付けた。^{[ 82 ]}

2014年7月21日に発表された、チリにあるESOの超大型望遠鏡による観測に基づく分析では、雲は孤立しているのではなく、連続しているが薄い物質の流れの中にある密度の高い塊であり、当初予想されていたように衝突時に高輝度を引き起こす突風ではなく、ブラックホールの周囲を公転する物質の円盤に一定のそよ風として作用する可能性があると結論付けられました。この仮説を裏付けるものとして、13年前にブラックホールの近くを通過した雲G1は、両方の雲と一致するG2とほぼ同じ軌道を持ち、G2の後方に伸びていると考えられるガスの尾があり、これらはすべて大きな単一のガスの流れの中にある密度の高い塊です。^{[ 90 ] [ 91 ]}

アンドレア・ゲズらは2014年に、G2はガス雲ではなく、ブラックホールの周りを一緒に公転していた連星のペアが合体して非常に大きな星になったものであると提唱した。^{[ 82 ] [ 92 ]}

ガス雲G2がSgr A*に集積する様子を描いた想像図。クレジット：ESO ^{[ 93 ]}

このシミュレーションは、2011年に発見されたガス雲が、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの近くを通過する様子を示している。

この映像は、塵の雲G2が天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールに接近し、その後通過していく様子を捉えたものです。

• 銀河中心からのGeV過剰放射– 銀河中心からの説明のつかないガンマ線 
• 最も近い既知のブラックホールのリスト
• M87*

• 天の川銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在するのか？（arXivプレプリント）
• 2004年の論文：7つの恒星の軌道から中心ブラックホールの質量を推定（arXivプレプリント）
• ESOが撮影した、周回する星の動画クリップ（533KB MPEGビデオ）
• Sgr A*の固有運動と質量（PDF）
• NRAOによるSgr A*のVLBI電波画像に関する記事
• ブラックホールを覗き込む、2015年ニューヨーク・タイムズのビデオ
• 超大質量ブラックホール、いて座A*の画像（2022年）、ハーバード大学天体物理学センター
• 動画（65:30） – EHT会議がSgr A*の最初の画像を発表（YouTube）（ NSF、2022年5月12日）