ブラックホールは宇宙でも最も極端な天体のひとつですが、その生い立ちは意外なほど多様です。いくつかは大質量星の激しい最期で生まれます。そこから周囲の物質を飲み込みながら巨大化するものもあります。最初から特別に大きな「種」ブラックホールとして生まれ、それが銀河中心にある怪物的な天体へと成長したと考えられるものもあります。さらに、その起源を宇宙最初期までさかのぼって説明しようとする仮説もあります。
それらを貫く共通点は「重力」です。十分な質量が、極めて狭い領域に押し込められると、光さえも脱出できなくなったとき、ブラックホールが形成されます。戻れない境界は「事象の地平線」と呼ばれます。一度ブラックホールができると、周囲の物質を取り込んだり、他のコンパクト天体――別のブラックホールも含め――と合体したりして、さらに成長していきます。
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最もよく知られた起源：崩壊する大質量星
ブラックホールをつくる最もよく知られた道筋は、大質量の恒星から始まります。恒星は寿命の終わりが近づくと、水素を使い果たして、より重い元素の核融合を始めます。やがて中心部に鉄がたまります。鉄より重い元素の核融合は、放出するエネルギーよりも多くのエネルギーを必要とするため、そこで核融合は行き詰まります。
その段階で、もし中心核が重くなりすぎると、恒星は自らの重力に耐えられなくなり、重力崩壊を起こします。この崩壊は超新星爆発とともに起こる場合もあれば、より静かに「直接崩壊」する場合もあります。いずれにせよ、内側へ押しつぶそうとする重力を星内部の圧力が支えきれなくなれば、ブラックホールが形成されます。
ここで重要になるのが縮退圧です。縮退圧とは、粒子を同じ状態に押し込めることに量子力学的な抵抗が働く効果です。比較的小さな恒星の残骸であれば、電子の縮退圧が白色矮星を支えられます。より重い残骸では、中性子の縮退圧が中性子星を支えます。しかし残骸の質量が大きくなりすぎると、中性子の縮退圧ですら支えきれません。重力が勝利し、崩壊はブラックホールへ向けて進行します。
恒星崩壊で生まれるブラックホールの最小質量は、太陽質量の約 2〜4 倍程度と考えられています。こうしてできた恒星質量ブラックホールは、その後、近くの伴星からガスや物質を引き寄せて、さらに質量を増やすことができます。
サイズはいろいろ：ブラックホールの一大家族
ブラックホールには、いくつかの大まかなサイズのクラスがあります。
恒星質量ブラックホール
これらは崩壊した恒星から生まれ、典型的には太陽の約 10〜100 倍の質量でスタートしますが、上限は元になった恒星の性質によって変わります。超新星、X線連星、大質量星の最期と最も強く結びついているブラックホールです。
中間質量ブラックホール
おおよそ 10²〜10⁵ 太陽質量の範囲にあると考えられているブラックホールです。観測上は、恒星質量ブラックホールや超大質量ブラックホールよりも数が少ないとみられています。確実な候補とされる天体も、いまのところごくわずかしかありません。形成メカニズムとしては、星団内での衝突合体、低質量銀河内での形成、あるいはより小さなブラックホール同士の合体などが考えられています。
超大質量ブラックホール
これらの巨人は、質量が太陽の 100 万倍以上もあります。そして、天の川銀河を含む、ほぼすべての大きな銀河の中心に存在すると考えられています。私たちの銀河の中心にあるコンパクトな電波源「いて座A*（サジタリウスA*）」には、およそ 430 万太陽質量の超大質量ブラックホールが潜んでいます。
こうした中心ブラックホールは静かにしている場合もあれば、活発に物質を飲み込んで、きわめて明るく輝く場合もあります。ガスが内側へ落ち込むと、降着円盤と呼ばれる、回転する扁平な円盤をつくります。円盤内では摩擦によって物質が加熱され、強烈な放射を放つようになります。最も極端なケースでは、その結果として「クエーサー」と呼ばれる、宇宙で最も明るい種類の天体が生じます。
エサと合体：ブラックホールはこうして育つ
ブラックホールをつくることは出発点にすぎません。その後の成長には、大きく分けて 2 つの過程があります。
ひとつは「降着」です。ブラックホールが周囲の物質を吸い込み、取り込んでいく過程です。ガスが降着円盤を通ってらせん状に落ち込むとき、強く加熱され、特にX線で激しく輝きます。この過程では、ブラックホールに落ち込む前の物質の質量のかなりの割合が、エネルギーに変換される可能性があります。
もうひとつは「合体」です。ブラックホールは、恒星や中性子星、別のブラックホールなどと衝突・合体することがあります。とくに超大質量ブラックホールの初期成長において、こうした合体が重要だったと考えられています。近年では、ブラックホール同士の合体が放つ重力波を直接検出できるようになりました。重力波とは、巨大質量天体が加速されることで生じる、時空のさざ波です。
この「エサ」と「合体」の組み合わせによって、もともとは比較的控えめなブラックホールが、宇宙の時間スケールで見れば、きわめて巨大な天体へと成長しうることが説明されます。
直接崩壊：通常の恒星を経ずにできるブラックホール
とりわけ興味深い形成シナリオが「直接崩壊」です。この場合、大きなガス雲が一気に内側へ落ち込み、通常の恒星として落ち着く前に、そのままブラックホールを形成してしまうと考えられます。
この考え方が重要になっているのは、大きな宇宙論的な謎があるからです。ビッグバンから 10 億年もたたない時期に、すでに極端に明るいクエーサーが存在していたことが分かっているのです。これはとても早すぎる出来事です。標準的な降着だけでは、その短い時間で小さな恒星残骸から、そこまで巨大なブラックホールを育てるのは難しいと考えられます。
その解決策として提案されているのが、初期宇宙において、金属量の低い、ほぼ純粋な水素ガス雲の直接崩壊によって、非常に大きな「種」ブラックホールがつくられたというシナリオです。ここでいう「金属量」とは、ヘリウムより重い元素の存在量を指します。若い宇宙では、ガスはそうした重い元素をほとんど含んでいませんでした。適切な条件が整えば、超大質量星が形成されてブラックホールに崩壊したり、あるいはガス雲がより直接的に崩壊したりした可能性があります。
このような経路で生まれる「種」ブラックホールの中には、最初から太陽質量の 10⁵ 倍ほどもあると考えられるものも提案されています。これだけ大きなスタートを切れれば、初期クエーサーを駆動する 10 億太陽質量級のブラックホールへと成長するのが、ずっと容易になります。
ただし問題もあります。そのような大規模なガス雲は、ひとつの巨大な天体に崩壊するよりも、多数の小さな星へと分裂してしまいがちなのです。この不安定性が、この問題がいまだに未解決である主な理由のひとつです。
大きすぎて、早すぎる：初期クエーサーの謎
赤方偏移 7 前後に見られる超高光度クエーサーは、ブラックホール形成に複数の道筋が存在するかもしれないという、大きな手がかりのひとつです。赤方偏移とは、天体がどれほど遠く（すなわち、どれほど過去）にあるかを測るための天文学的な指標です。赤方偏移 7 近辺は、ビッグバンから 10 億年未満の時代に相当します。
これら初期のクエーサーは超大質量ブラックホールによって駆動されていますが、それほど短時間でどうやってそこまで巨大化したのかを説明するのは困難です。これまでに、いくつかの可能性が検討されています。
- 最初から大質量で生まれる直接崩壊ブラックホール
- より小さなブラックホール同士の合体
- 通常を大きく上回る急速な降着
- 初期宇宙で形成された原始ブラックホール
ここで重要になるもうひとつの概念が「エディントン限界」です。これは、降着によって加熱されたガスからの放射の押し出す力が、外からのガスの流入を押し返し始める、おおよその降着率を表します。ごく簡単に言えば、「ブラックホールがどれくらいの速さでエサを食べられるか」という通常の速度制限にあたります。もし初期のブラックホールが、この限界を長期間にわたって超える速度で成長していたとすれば、巨大クエーサーの存在も説明しやすくなります。この通常の限界を上回る成長は「超エディントン降着」と呼ばれます。
一部のモデルでは、降着流中の高密度ガスが放射圧をうまく逃がし、外向きの押し出す力の効き目を弱めることで、より速い成長を可能にしているかもしれないと示唆されています。しかし、この問題については、まだ結論は出ていません。
原始ブラックホール：星より古い存在？
もうひとつの可能性は、宇宙が誕生した直後までさかのぼります。「原始ブラックホール」は、恒星が生まれるより前の、初期宇宙の密度ゆらぎから形成されたとされる仮説上のブラックホールです。
ビッグバン直後、宇宙の一部には周囲よりも密度の高い領域があったかもしれません。そうした領域で時空の曲がり方が十分に大きくなると、そこがそのままブラックホールへと崩壊しえます。初期宇宙の理論モデルによって、想定される質量の範囲は大きく異なり、極端に小さなものから、太陽質量の数十万倍に達するものまで幅広く予測されています。
これらはあくまで仮説の段階ですが、特に高質量の原始ブラックホールは、銀河に見られる超大質量ブラックホールの「種」として働いた可能性がある点で、非常に注目されています。
ごく低質量の原始ブラックホールは、現在までに「ホーキング放射」と呼ばれる現象によって蒸発しきっていると考えられます。ホーキング放射とは、ブラックホールがわずかずつ放射を出して質量を失っていくと予測される過程です。つまり、今日まで生き残っていられる原始ブラックホールがあるとすれば、十分に質量の大きなものでなければなりません。
なぜほとんどの銀河に 1 個はあるのか
現代の観測から、超大質量ブラックホールが銀河中心に広く存在していることがわかってきました。事実上、ほとんどすべての銀河が、その中心に 1 個の超大質量ブラックホールを抱えているように見えます。さらに、その質量は、周囲の銀河の性質――特に中心バルジにある恒星の速度分散や質量――と相関しています。この関係は「M–シグマ関係」として知られています。
この相関は、銀河と中心ブラックホールが、何らかの形で結びついて一緒に成長してきたことを強く示唆します。ブラックホールの活動は、星形成にも影響を与えうるのです。急速な降着による風が周囲のガスを圧縮して星形成を促進することもあれば、逆にガスを吹き飛ばして星形成を止めてしまうこともあります。ブラックホールからのジェットが、銀河中心部の高温ガスに影響を及ぼすこともあります。
つまりブラックホールは、銀河の中にひっそりと隠れた「ただの穴」ではありません。銀河がどのように進化するかを左右する、重要な役者でもあるのです。
理論から観測へ
長いあいだ、ブラックホールは数学的な好奇心の産物のような存在として扱われてきました。しかし理論が成熟し、観測事実が積み重なるにつれて、その見方は変わっていきました。
1970年代初頭、「はくちょう座X-1」は、広くブラックホールとして受け入れられた最初の天体となりました。その後、いて座A* 付近の恒星の軌道を追跡することで、天の川銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在するという強力な証拠が得られました。さらに近年では、重力波の検出によってブラックホール合体が直接とらえられ、イベント・ホライズン・テレスコープによって、M87銀河といて座A* のブラックホールの画期的な画像が得られました。
これらの発見を総合すると、ブラックホールが珍しい「変わり種」ではなく、宇宙の構造を形づくる主要な要素であることが浮かび上がってきます。その起源は、恒星の崩壊から、直接崩壊による種ブラックホール、さらには原始ブラックホールにいたるまで、実に多彩です。
大局的な見取り図
ブラックホールは、すべて同じ生まれ方をするわけではありません。大質量星の最期として生まれるものもあれば、ガス雲が通常の恒星にならないまま崩壊して生まれるものもあります。エサを少しずつ食べて徐々に大きくなるものもいれば、合体を繰り返して急激に体格を増すものもいます。そして、初期宇宙に見られるクエーサーの存在は、宇宙がきわめて効率よく巨大ブラックホールをつくり出した特別な方法を見つけていた可能性を示唆しています。
だからこそ、ブラックホールの起源はこれほど魅力的なのです。新たに見つかるブラックホールひとつひとつが、宇宙の歴史を読み解くための手がかりでもあります。死にゆく星からクエーザーの巨人まで――その誕生物語は、重力がいかにして宇宙でも最も劇的な天体をつくり上げてきたのかを物語っています。
