ブラックホールといえば、究極の圧縮の象徴として知られています。一度事象の地平線――一度越えたら光さえ脱出できない「戻れない境界」――の内側に入ったものは、二度と外へ出られません。
そんな天体について「平均密度が水と同じくらいになり得る」と聞くと、ほとんど馬鹿げているように思えるかもしれません。
ところが、非常に大きなブラックホールでは、まさにそれが起こるのです。
この奇妙な結果は、「ブラックホールが柔らかい」「水っぽい」「弱い」といったことを意味しているわけではありません。ごく単純な幾何学的事実から導かれるものです。ブラックホールの質量が増えると半径も大きくなりますが、その半径で囲まれる体積はそれ以上の速さで増えていきます。ブラックホールが大きくなればなるほど、「平均密度」は低くなり得るのです。
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核心となる考え方：質量は増えるが、体積はもっと速く増える
自転せず電荷も持たないブラックホールでは、事象の地平線の大きさはシュヴァルツシルト半径で決まります。この半径はブラックホールの質量に比例します。つまり、ごく平たく言えば、ブラックホールの質量を増やせば、その半径もそれに応じて一直線的に大きくなります。
ところが体積は、半径と同じようには増えません。体積は半径の3乗に比例して増えます。半径が大きくなると、その内側に含まれる体積は、質量が増えるペースよりもずっと急激に膨らむのです。これが、シュヴァルツシルト半径内の平均密度が、ブラックホールの質量の2乗に反比例して小さくなっていく理由です。
このため、ブラックホール物理で最も直感に反する事実の1つが生まれます。超大質量ブラックホールは、平均すると恒星質量ブラックホールよりはるかに低密度になり得るのです。
太陽の1億倍の質量を持つブラックホールは、平均密度が水と同程度になることがあります。これは比喩ではなく、ブラックホールの半径と体積が質量とどうスケールするかという関係から直接導かれる結果です。
ここで言う「平均密度」とは何か
この話題では、言葉の定義が重要です。
物理学者がこの文脈でブラックホールの「平均密度」を語るとき、それはブラックホールの全質量を、事象の地平線の内側――境界としてシュヴァルツシルト半径を用いた領域――の体積で割ったものを指します。つまり、その領域全体で均した数学的な平均値です。
これは、そのブラックホールの内部が、惑星や恒星、あるいはバケツ一杯の水のように「普通の物質で満たされている」という意味ではありません。実際、一般相対性理論によれば、すべてのブラックホールは中心に特異点を持ち、そこでは時空の曲率が無限大になります。自転しないブラックホールでは特異点は点であり、自転しているブラックホールでは「リング状特異点」になります。
したがって、「水のような密度」という表現は、ブラックホールの内部が物理的に水に似ているという話ではなく、非常に大きなブラックホールでは、全質量が事象の地平線で囲まれる莫大な体積と比べてどうか、という関係を示しているだけなのです。
巨大なブラックホールほど、計算上は「ふわふわ」に見える
こうした理由から、最大級のブラックホールは、平均密度を計算すると一見拍子抜けするほど「穏やか」に思えてしまいます。
恒星質量ブラックホールは、寿命を迎えた非常に重い恒星が崩壊することで生まれます。こうしたブラックホールは半径が比較的小さいため、質量はごく小さな体積に押し込められています。その結果、平均密度は極端に高くなります。
一方、超大質量ブラックホールは事情が違います。太陽の何百万倍もの質量を持つことができ、ほとんどの銀河の中心にはこの種のブラックホールが存在すると広く考えられています。質量が非常に大きい分、事象の地平線も巨大になり、その内部の体積は飛躍的に膨れ上がります。そのため、平均密度はかえって低下するのです。
ある意味では、最も巨大なブラックホールこそが、平均的には最も低密度のブラックホールだと言えます。
直感とは真逆に思えますが、これは数学から素直に導かれる帰結です。
事象の地平線は「固い表面」ではない
この話が妙に感じられるもう1つの理由は、多くの人がブラックホールを「超高密度の固い球体」のように想像してしまうことです。しかし、ブラックホールを定義しているのは事象の地平線であって、惑星の地殻のような物理的な表面ではありません。
事象の地平線とは、時空における境界です。一度そこを越えた物質や光は、もはや外へ脱出することができません。外側から見る観測者にとって、事象の地平線は「それより内側からはいかなる情報も戻ってこない」限界を示しています。
事象の地平線を横切っても、落ち込んでいく観測者自身には、その瞬間に何か特別な変化が起こったとは局所的には検出できません。これは一般相対性理論が予言する、最も不気味な性質の1つです。一方、遠くから見ると、事象の地平線に近づく物体は、重力による時間の遅れや重力赤方偏移によって、次第に動きが遅く見え、暗くなり、赤っぽくシフトしていくように見えます。
したがって、ブラックホールの「大きさ」と言うとき、多くの場合は事象の地平線の大きさを指しています。そして、その大きさをもとに平均密度が計算されているのです。
ブラックホールは宇宙の「掃除機」ではない
ブラックホールが周囲のあらゆるものを片っ端から吸い込む――というイメージは、天文学で根強い誤解の1つです。現実はもっと微妙です。
遠くから見たとき、ブラックホールの外部に及ぼす重力場は、同じ質量を持つ他の天体のそれと全く同じです。言い換えれば、ブラックホールだからといって、特別な「吸い込みパワー」が付与されるわけではありません。
もしある天体を、同じ質量のブラックホールと置き換えたとしても、十分に離れたところを回る天体の軌道運動は変わりません。
だからこそ、ブラックホールが宇宙をさまよい、出会うものすべてを自動的に飲み込む「宇宙掃除機」であるというイメージは誤りなのです。物質が取り込まれるには、ブラックホールに十分近づき、かつエネルギーや角運動量を失う必要があります。そうでなければ、他の重い天体の周りを回る場合と同じように、安定して周回し続けることができます。
この点は、「低密度の巨大ブラックホール」という話と見事にかみ合います。超大質量ブラックホールは、たしかに巨大な事象の地平線と低い平均密度を持ち得ますが、遠くから見た重力の強さは、あくまで質量で決まるのであって、何か特別な「吸い込み能力」で決まるわけではないのです。
降着円盤：ブラックホールの周りがまばゆく輝く理由
ブラックホールそのものは光を放たないのに、なぜ時に宇宙で最も明るい天体の1つと結び付けられるのでしょうか。
答えは、その周囲にある物質にあります。
ブラックホールに落ち込む物質は、しばしば降着円盤と呼ばれる円盤状の構造を形成します。これはプラズマ――電子が原子から引きはがされた、高温で電離した状態の物質――からできています。円盤内部では摩擦やさまざまな相互作用によって物質が激しく加熱され、その結果として光、特にX線を放ちます。
極端な場合には、このしくみがクエーサーを駆動し得ます。クエーサーは、知られている中で最も明るい天体の一種です。またブラックホールは、光速の1割を優に超える速度でプラズマを吹き出す「相対論的ジェット」と呼ばれる細い噴流を噴き出すこともあります。
つまり、ブラックホールそのものは暗いままですが、その周囲の物質がまばゆく輝くのです。
超大質量ブラックホールと銀河中心
最も巨大なブラックホールは、銀河の中心に見つかります。私たちの天の川銀河を含め、ほとんどの銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在する、というのが現在の一般的な見解です。
天の川銀河の中心には、いて座A*（サジタリウスA*）と呼ばれるコンパクトな電波源があります。これは太陽の約430万倍の質量を持つ超大質量ブラックホールを含むことが示されています。天文学者たちは、きわめて小さな領域の周囲を回る星々の運動を追跡することで、目に見えないこの天体の存在を推定しました。その恒星たちの運動は、集中した大きな質量がそこにあることを強く示しています。
その後、イベント・ホライズン・テレスコープ（Event Horizon Telescope）はサジタリウスA*の画像を公開し、この解釈にさらなる裏付けを与えました。
2019年には同じくイベント・ホライズン・テレスコープにより、メシエ87（M87）の中心にある超大質量ブラックホールとその周辺を捉えた、ブラックホールとして初の直接的な画像が発表され、大きな話題になりました。
こうした観測により、ブラックホールは単なる理論上の産物から、直接観測・研究される天体へと姿を変えていきました。
かつては「急進的」だったアイデアの歴史
ブラックホールの着想は、多くの人が思うよりもずっと古いものです。18世紀末には、ジョン・ミッチェルとピエール＝シモン・ラプラスがすでに、「光さえ脱出できないほど重い星」の可能性について考えていました。
しかし、現代的な意味でのブラックホールは一般相対性理論から生まれます。1915年、アルベルト・アインシュタインが一般相対性理論を完成させ、重力を時空の曲がりとして記述しました。その直後、カール・シュヴァルツシルトが、のちにブラックホールを表す解として理解される最初の解を発見します。
何十年ものあいだ、ブラックホールは実在というより「数学的な珍品」として扱われていました。この見方が変わり始めたのは20世紀半ばです。オッペンハイマーとスナイダーによる重力崩壊の研究や、デヴィッド・フィンケルシュタインによるシュヴァルツシルト面の「事象の地平線」としての解釈などが転機となりました。
1960〜70年代になると、ブラックホール研究は黄金期を迎えます。理論の進展やパルサーの発見などの観測的成果、そしてはくちょう座X-1がブラックホール候補として受け入れられたことなどにより、ブラックホールは宇宙に実在する天体として広く認識されるようになりました。
ブラックホール密度が教えてくれる奇妙な教訓
ブラックホールが極端な天体であることに変わりはありません。重力は光を閉じ込め、事象の地平線は内側と外側を分かつ境界となり、その中心には一般相対性理論が特異点を予言します。巨大なブラックホールの平均密度が低くなり得るからといって、そのドラマ性が薄れるわけではまったくありません。
むしろ、そのギャップこそが、この話を一層印象的なものにしています。
ブラックホールが大きくなればなるほど、事象の地平線も大きくなります。事象の地平線が大きくなれば、その内側に含まれる体積も大きくなります。そして、その体積は質量が増えるよりも速いペースで膨らむため、ブラックホールが巨大になるほど平均密度は下がっていきます。
そう、「宇宙でもっとも恐ろしげな天体の1つ」が、平均値というきちんとした意味において「水と同じくらいの密度」になり得るのです。
これは抜け道でもトリックでもありません。日常感覚を大きく裏切りつつも、エレガントな物理法則にはきっちり従っている――ブラックホールという存在を象徴する、最もわかりやすい例の1つなのです。
