中心ブラックホールとは? わかりやすく解説

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中心ブラックホール

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/06/09 04:01 UTC 版)

いて座A*」の記事における「中心ブラックホール」の解説

いて座A*に大質量ブラックホールがあるのではないか、という仮説は、1980年代には広く研究されるようになっていた。これは、いて座A*から観測される電波には、熱放射とは異な原理放射される電波と、非常に高温領域から放射される電波と、両方性質電波含まれていること、いて座A*固有運動が、周辺天体比べて非常に小さくほとんど動いていないこと、いて座A*周辺ガス恒星運動速度銀河系中心付近に巨大な質量存在することを示唆していたことから、そのように予想されていた。 2002年10月16日マックス・プランク地球外物理学研究所MPE)のライナー・シェーデルらの研究グループが、いて座A*近く恒星S2の固有運動10年観測した結果いて座A*は大質量ブラックホールである可能性が高い、と報告した。S2の観測は、強い星間減光影響避けるため、近赤外線干渉計行いSiOメーザー使って電波での観測位置合わせ行ったいて座A*近傍にある恒星の中では、S2は明るく運動速度大きいので、他の恒星分離して追跡するのに好都合だったVLBI観測によって得られ電波での画像位置合わせて重ねると、S2がいて座A*周り公転していることが確かめられた。S2のケプラー軌道精査し結果いて座A*質量太陽質量の約260万倍で、それが半径17光時(120AU)を超えない空間収まっていると推定された。いて座A*付近別の恒星S14の観測から同じよう推定をしたところ、太陽410万倍質量が、半径6.25光時(45AU)以内にあると見積もられた。これらの観測では、同時に地球から銀河系中心までの距離も計算され、約8kpcと求められた。 16年にわたり、いて座A*周囲公転する恒星運動追跡した結果、S2が公転軌道を1周するのを見届けたMPEのシュテファン・ギレッセンらのグループ2009年いて座A*質量太陽431万倍発表したグループ率いラインハルト・ゲンツェルは、この質量と密度からするとブラックホールであることに疑い余地はなく、超大質量ブラックホール実在する最大証拠である、とした。 現在、いて座A*質量は、2通り方法見積もられている。 ブラックホール近く公転する恒星固有運動追跡しケプラーの法則基づいて推定するこの方法による推定は、MPE中心とするグループと、カリフォルニア大学ロサンゼルス校UCLA)を中心とするグループ精力的に行っており、MPEグループ太陽質量428万倍UCLAグループ402万倍推定している。この質量が、直径4400km球面内に収まっているとすると、以前予想より10倍高い密度となる。 ブラックホールからおよそ1pc以内にある、数千に及ぶ恒星固有運動測定統計的な分析から、ブラックホール太陽質量360万倍で、その周辺太陽質量100万倍分天体があると推定したその周辺天体は、恒星コンパクト天体からなる考えられる。 どちらの結果からも、太陽系から26,000光年離れた銀河系中心に超大質量ブラックホールがあるのは間違いない、と考えられるいて座A*周り公転する恒星のうち主なもの軌道要素恒星名別名軌道長半径 (")離心率軌道傾斜角 (°)公転周期 (年)近点通過時刻 (年)S1 S0-1 0.595 ± 0.024 0.556 ± 0.018 119.14 ± 0.21 166.0 ± 5.8 2001.80 ± 0.15 S2 S0-2 0.1255 ± 0.0009 0.8839 ± 0.0019 134.18 ± 0.40 16.00 ± 0.02 2002.33 ± 0.01 S4 S0-3 0.3570 ± 0.0037 0.3905 ± 0.0059 80.33 ± 0.08 77.0 ± 1.0 1957.4 ± 1.2 S8 S0-4 0.4047 ± 0.0014 0.8031 ± 0.0075 74.37 ± 0.30 92.9 ± 0.41 1983.64 ± 0.24 S9 S0-5 0.2724 ± 0.0041 0.644 ± 0.020 82.41 ± 0.24 51.3 ± 0.70 1976.71 ± 0.92 S12 S0-19 0.2987 ± 0.0018 0.8883 ± 0.0017 33.56 ± 0.49 58.9 ± 0.22 1995.59 ± 0.04 S13 S0-20 0.2641 ± 0.016 0.4250 ± 0.0023 24.70 ± 0.48 49.00 ± 0.14 2004.86 ± 0.04 S14 S0-16 0.2863 ± 0.0036 0.9761 ± 0.0037 100.59 ± 0.87 55.3 ± 0.48 2000.12 ± 0.06 S17 0.3559 ± 0.0096 0.397 ± 0.011 96.83 ± 0.11 76.6 ± 1.0 1991.19 ± 0.41 S18 0.2379 ± 0.0015 0.471 ± 0.012 110.67 ± 0.18 41.9 ± 0.18 1993.86 ± 0.16 S19 0.520 ± 0.094 0.750 ± 0.043 71.96 ± 0.35 135 ± 14 2005.39 ± 0.16 S21 0.2190 ± 0.0017 0.764 ± 0.014 58.8 ± 1.0 37.00 ± 0.28 2027.40 ± 0.17 S24 0.944 ± 0.048 0.8970 ± 0.0049 103.67 ± 0.42 331 ± 16 2024.50 ± 0.03 S31 0.449 ± 0.010 0.5497 ± 0.0025 109.03 ± 0.27 108.0 ± 1.2 2018.07 ± 0.14 S38 0.1416 ± 0.0002 0.8201 ± 0.0007 171.1 ± 2.1 19.20 ± 0.02 2003.19 ± 0.01 S54 1.20 ± 0.87 0.893 ± 0.078 62.2 ± 1.4 477 ± 199 2004.46 ± 0.07 S55 S0-102 0.1078 ± 0.0010 0.7209 ± 0.0077 150.1 ± 2.2 12.80 ± 0.11 2009.34 ± 0.04 厳密に言うと、観測される質量と大きさ説明するブラックホール以外の解もなくはないが、そのような場合でも、銀河系年齢より遙かに短い時間で、一つ超大質量ブラックホールへと縮退してしまう。 いて座A*電波源中心ブラックホール位置一致しているとするならば、重力レンズ効果によって、本当大きさより拡大された像を見ていると考えられる一般相対性理論によると、この効果観測される見かけの大きさは、ブラックホールシュヴァルツシルト半径5.2倍以上となる。ブラックホール質量太陽400万倍地球からの距離が2万6000光年だとすると、この大きさは約52マイクロ秒以上になる。実際に観測され大きさ37マイクロ秒角なので、理論予測よりかなり小さい。それはいて座A*電波ブラックホール中心とする対称的な領域全体からではなくブラックホール周り事象の地平面に近い降着円盤や、円盤から放出される相対論的ジェットなどの構造にある明る部分から放射されいるからだと考えられる結局のところ、観測見えているものはブラックホール自体ではないが、いて座A*のすぐ傍にブラックホールがあることになる。観測される電波赤外線エネルギー源は、ガスや塵がブラックホール落ち込む間に数百Kの高温へと加熱されたものであるガス放射エネルギー生み出す原理は、放射圧ガス同士相互作用などの可能性もあるが、巨大重力源との相互作用とするのが最も理解しやすい。ブラックホール自体からの放射ホーキング放射だけと考えられ、その温度水準1014K程度なので無視できるいて座A*は、銀河中心超大質量ブラックホールとしては「比較的」小さく電波及び赤外線輝線が弱いことから、天の川銀河セイファート銀河ではないと考えられる一方でガンマ線観測衛星インテグラルが、近く巨大分子雲いて座B2観測した結果いて座B2から放射されるガンマ線は、いて座A*からおよそ3-400年前に放出されX線との相互作用によって生じたことが示唆された。この時の爆発生じた放射エネルギーは、毎秒およそ1.5 ×1039 ergで、現在いて座A*から出力されるエネルギーのざっと100万高く典型的な活動銀河核匹敵するとされる。この結果は、X線天文衛星すざくによる観測でも裏付けられている。

※この「中心ブラックホール」の解説は、「いて座A*」の解説の一部です。
「中心ブラックホール」を含む「いて座A*」の記事については、「いて座A*」の概要を参照ください。

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