恒星質量ブラックホール

非常に重い星の核が、いかなる圧力でも支えきれないほど重くなると、際限なく収縮してブラックホールになります。ブラックホールとは、重力が非常に強いため、光さえも脱出できない領域です。

Definition

恒星質量ブラックホールは、大質量星の核の崩壊によって形成されるコンパクトな天体残骸であり、その重力は非常に強いため、事象の地平線によって区切られた領域からは、光を含むいかなるものも脱出できません。

Scope

このトピックでは、大質量星の核の崩壊による恒星質量ブラックホールの形成、一般相対性理論のシュワルツシルト解とカー解による記述、事象の地平線と最内縁安定円軌道、X線連星と重力波による検出、および中性子星と区別する質量範囲について扱います。

Core questions

• 恒星質量ブラックホールはどのように形成されますか？
• 事象の地平線とは何ですか？
• 光を放出しないものをどのように検出できますか？
• 恒星質量ブラックホールはどのような質量を持っていますか？

Key concepts

• 事象の地平線
• シュワルツシルト半径
• カーブラックホール
• 降着円盤
• X線連星
• 重力波
• 質量ギャップ

Key theories

ブラックホールへの止まらない崩壊

崩壊する星の核が、縮退圧や核力が支えられる最大質量を超えると、既知のいかなる圧力もそれを止めることはできません。一般相対性理論は、事象の地平線内での継続的な崩壊を予測しており、これはオッペンハイマーとスナイダーによって理想化された崩壊について最初に示されました。

降着と重力波による検出

恒星質量ブラックホールは、伴星から物質を降着させてX線を放つとき、および2つのブラックホールが螺旋状に接近して合体するときに放出される重力波によって明らかになります。重力波は2015年に初めて検出され、ブラックホールの質量とスピンを直接測定します。

Mechanisms

十分に重い星の崩壊する核は、あらゆる圧力による支持を圧倒し、シュワルツシルト半径内に収縮して事象の地平線を形成します。このようなブラックホールは、伴星からのガスが熱い降着円盤を通って螺旋状に落ち込みX線を放射するとき、または2つのブラックホールが合体して重力波としてエネルギーを放射するときに観測可能になります。

Clinical relevance

恒星質量ブラックホールは、強重力場領域における一般相対性理論の検証、X線連星における降着物理学と相対論的ジェットの研究の基礎、および地上重力波観測装置によって検出される主要な発生源であり、コンパクトな天体残骸の数を数え、大質量星の進化を探る新しい方法を開拓しています。

History

シュワルツシルトは1916年に点質量に対するアインシュタイン方程式を解き、オッペンハイマーとスナイダーは1939年に重力崩壊をモデル化し、カーは1963年に回転解を発見しました。最初の恒星質量ブラックホールは、はくちょう座X-1などのX線連星で特定され、その後、重力波検出によって大量に確認されました。

Debates

中性子星とブラックホールの間の質量ギャップ

最も重い中性子星と最も軽いブラックホールの間の質量分布にギャップがあるかどうか、そしてその境界がどこにあるかについては議論があります。この範囲の質量を持つ重力波イベントは、そのようなギャップが存在するかどうかを検証しています。

Key figures

• J. Robert Oppenheimer
• Karl Schwarzschild
• Roy Kerr
• Roger Penrose

Seminal works

• abbott2016
• shapiro1983

Frequently asked questions

光が脱出できないブラックホールをどのように観測できますか？

ブラックホールは間接的に検出されます。ブラックホールに向かって落ちるガスは、地平線を越える前に加熱されてX線を放出し、伴星の軌道は目に見えない大質量天体の存在を示し、合体するブラックホールは地球上の検出器で測定できる重力波を放射します。

恒星質量ブラックホールはどのくらいの質量を持っていますか？

それらは通常、太陽質量の数倍から数十倍の範囲であり、大質量星の崩壊から形成されます。これは、銀河中心に見られる数百万から数十億太陽質量の超大質量ブラックホールとは区別されます。