恒星ブラックホール

恒星ブラックホール（恒星質量ブラックホール）は、恒星の重力崩壊によって形成されるブラックホールです。^[1]質量は太陽の5倍から数十倍の範囲です。^[2]超新星爆発の残骸であり、ガンマ線バーストの一種として観測されることがあります。これらのブラックホールはコラプサーとも呼ばれます。

ノーヘア定理によれば、ブラックホールは質量、電荷、角運動量という 3 つの基本的な特性しか持ちません。恒星ブラックホールの角運動量は、それを生み出した恒星または物体の角運動量保存則によります。

恒星の重力による崩壊は、ブラックホールを生成できる自然のプロセスです。これは、恒星のすべてのエネルギー源が枯渇した大質量恒星の寿命の終わりには避けられません。恒星の崩壊部分の質量が中性子縮退物質のトルマン・オッペンハイマー・フォルコフ (TOV) 限界を下回る場合、最終生成物はコンパクトな恒星、つまり白色矮星(チャンドラセカール限界を下回る質量の場合)、中性子星、または (仮想の)クォーク星になります。崩壊する恒星の質量が TOV 限界を超える場合、圧縮は体積がゼロになるまで続き、その点の周囲にブラックホールが形成されます。

中性子星がさらに崩壊してブラックホールになる前に持つことができる最大質量は完全には理解されていません。1939年には、TOV限界と呼ばれる0.7太陽質量と推定されました。1996年には、この上限質量は1.5太陽質量から3太陽質量の範囲であると異なる推定が行われました。^[3]中性子星の最大観測質量は 、2019年9月に発見されたPSR J0740+6620で約2.14 M _☉です^。[4]

一般相対性理論では、ブラックホールはどんな質量でも存在できる。質量が低いほど、ブラックホールを形成するには物質の密度が高くなければならない。（例えば、ブラックホールの半径であるシュワルツシルト半径の議論を参照。）太陽の質量の数倍未満の質量を持つブラックホールを生成できる恒星プロセスは知られていない。そのくらい小さなブラックホールが存在するとしたら、それはおそらく原始ブラックホールである。2016年まで、最大の恒星ブラックホールは15.65 ± 1.45太陽質量。^[5] 2015年9月、62 ± 4太陽質量のブラックホールは、2つの小さなブラックホールの合体イベントで形成されたときに重力波によって発見されました^{。 [6]} 2020年6月現在^{[アップデート]}、連星系2MASS J05215658+4359220は、質量が太陽の3.3倍で直径がわずか19.5キロメートルで、現在科学的に知られている最小質量のブラックホールをホストしていると ^{報告されています[7] 。}

恒星ブラックホールよりもはるかに質量が大きい他の 2 種類のブラックホールの存在を観測的に証明する証拠があります。それらは、中質量ブラックホール(球状星団の中心) と、天の川銀河やその他の銀河の中心にある超大質量ブラックホールです。

近接連星系の恒星ブラックホールは、伴星からブラックホールへ物質が移動するときに観測できます。コンパクトな恒星に向かって落下する際に放出されるエネルギーは非常に大きいため、物質は数億度の温度まで加熱され、X線で放射されます。そのため、ブラックホールはX線で観測できますが、伴星は光学望遠鏡で観測できます。ブラックホールと中性子星のエネルギー放出は同じ桁の大きさです。そのため、ブラックホールと中性子星を区別することは難しいことがよくあります。

得られた質量は、コンパクト X 線源の観測 (X 線と光学データの組み合わせ) から得られます。特定された中性子星はすべて、太陽質量の 3.0 倍未満の質量を持ちます。太陽質量の 3.0 倍を超える質量を持つコンパクト システムはいずれも中性子星の特性を示しません。これらの事実を組み合わせると、太陽質量の 3.0 倍を超える質量を持つコンパクト スターのクラスが実際にはブラックホールである可能性がますます高くなります。

恒星ブラックホールの存在のこの証明は完全に観測によるものではなく、理論に依存していることに注意してください。恒星連星内のこれらの巨大なコンパクトシステムには、ブラックホール以外の物体は考えられません。ブラックホールの存在を直接証明するには、ブラックホールに落ちる粒子 (またはガスの雲) の軌道を 実際に観測する必要があります。

いくつかの連星が銀河面からかなり離れたところまで到達したのは、ブラックホールの誕生時のキックによるものです。ブラックホールの誕生時のキックの速度分布は、中性子星のキックの速度分布に似ているようです。ブラックホールは質量が大きいため、中性子星よりも低い速度で運動するため、運動量は同じであると予想されるかもしれませんが、そうではないようです。 [8]これは、非対称に放出された物質の後退により、結果として生じるブラックホールの運動量が増加するためである可能性があります。 [ ^{9 ]}

恒星進化のいくつかのモデルでは、2つの範囲の質量を持つブラックホールは、恒星の重力崩壊によって直接形成されることはないと予測されている。これらは「下限」および「上限」質量ギャップとして区別されることもあり、それぞれおおよそ太陽質量の2～5倍と50～150倍の範囲を表す。[ ₁₀ ]上限^ギャップの別の範囲は52～133倍である_。^[11] 150 倍質量_{ギャップは}、現在の宇宙の時代の恒星の質量の上限とみなされている。^[12]

低質量ギャップは、中性子星の最大質量より数太陽質量大きい候補の観測例が少ないことから疑われている。^[10]この可能性のあるギャップの存在と理論的根拠は不明である。^[13]この質量範囲で発見されたブラックホールは、恒星の崩壊ではなく、連星中性子星系の合体によって生成された可能性があるという事実によって、状況は複雑になる可能性がある。^[14] LIGO / Virgoコラボレーションは、 O3ランでの重力波観測で、この低質量ギャップに該当する成分質量を持つ3つの候補事象を報告している。また、連星系内の明るく高速で回転する巨星と、X線を含む光を放射しない目に見えない伴星の観測も報告されているが、質量は3.3+2.8
−0.7太陽質量のブラックホールが多数存在する可能性を示唆していると解釈されている。これは、現在物質を消費しておらず、通常のX線シグネチャでは検出できない低質量ブラックホールが多数存在する可能性があることを示唆している。^[15]

上位の質量ギャップは、後期恒星進化の包括的なモデルによって予測されている。質量が増加すると、超大質量星は対不安定性超新星が発生する段階に達すると予想され、その際、原子核とエネルギーガンマ線の衝突による自由電子と陽電子の生成である対生成により、重力崩壊に対抗する恒星の核を支える内部圧力が一時的に低下する。^[16]この圧力低下により部分的な崩壊が起こり、今度は暴走熱核爆発で燃焼が大幅に加速され、恒星は恒星残骸を残さずに完全に吹き飛ばされる。^[17]

対不安定性超新星は、質量範囲が約 130 から 250 太陽質量 ( M _☉ ) で、金属量が低いまたは中程度の星(水素とヘリウム以外の元素の存在度が低い –種族 III の星によくある状況) でのみ発生します。ただし、この質量ギャップは、対不安定性脈動質量損失のプロセスによって約 45 太陽質量まで拡大し、その後「通常の」超新星爆発とコアの崩壊が発生すると予想されています。^[18]回転しない星では、上限質量ギャップの下限は 60 M _☉にも達する可能性があります。^{[19]コア質量が 133} M _☉を超える星がブラックホールに直接崩壊して、全恒星質量が 260 M _☉を超える可能性が考えられていますが、このような高質量超新星残骸を観測できる可能性はほとんどないかもしれません。つまり、上側質量ギャップの下限は質量カットオフを表している可能性がある。^[11]

LB-1システムの恒星と目に見えない伴星の観測は、当初、質量が太陽の約 70 倍のブラックホールであると解釈され、これは上限質量ギャップによって除外されると考えられていました。しかし、その後の調査により、この主張は弱まりました。

ブラックホールは、ブラックホールの合体など、単一の星が関与するメカニズム以外の メカニズムを通じて、質量ギャップ内で発見されることもあります。

私たちの天の川銀河には、銀河中心領域の超大質量ブラックホールよりも近い恒星質量ブラックホール候補（BHC）がいくつか存在します。これらの候補のほとんどは、コンパクトな天体が降着円盤を介して相手から物質を引き寄せるX線連星系のメンバーです。これらのペアに含まれる可能性のあるブラックホールの質量は、太陽の3倍から12倍以上に及びます。^{[20] [21] [22]}

私たちの銀河系外の候補は重力波の検出から得られます。

X線連星系から銀河系外の候補:

NGC 6946の失敗した超新星爆発に続いてN6946-BH1が消失したことで、ブラックホールが形成された可能性がある。^[49]

• フィクションにおけるブラックホール
• 超大質量ブラックホール
• 不正ブラックホール
• 原始ブラックホール

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• ブラックホール：重力の容赦ない引力 2008年5月17日アーカイブWayback Machine宇宙望遠鏡科学研究所によるブラックホールの物理学と天文学に関する受賞歴のあるインタラクティブマルチメディアWebサイト
• ブラックホール図
• Ziółkowski, Janusz (2003). 「ブラックホール候補」.天体物理学と粒子物理学のフロンティアオブジェクト: 411. arXiv : astro-ph/0307307 . Bibcode :2003foap.conf..411Z.
• 近隣の銀河で最も重い恒星ブラックホールが発見される、Newswise、2007 年 10 月 17 日