[비즈한국] ブラックホールには多くのミステリーがありますが、天文学者として最も興味深いことの一つは、ブラックホールには「中間がない」という点です。もしブラックホールがブラックコーヒーだとしたら、私たちが直面する運命は極端です。量が少なすぎて渇きを癒せないか、量が多すぎてお腹が破裂するか、そのどちらかです。宇宙のブラックホールは軽すぎるか、重すぎるかの二つしかありません。その中間の曖昧なサイズのものは、依然として見つけにくいのです。
ブラックホールの世界で軽いものを恒星質量ブラックホールと呼びます。質量は多くても太陽質量の20〜30倍程度です。通常、重い星が核融合を終えて崩壊することで作られるブラックホールです。逆に、ブラックホールの世界で重いものを超大質量ブラックホールと呼びます。太陽質量の数百万倍、さらには数億倍に達する質量を秘めており、通常は銀河の中心に住んでいます。宇宙で発見されるブラックホールのほとんどは、この二つだけです。その中間の質量を持つブラックホールも存在しそうですが、めったに見当たりません。
宇宙から消えたこの中間規模のブラックホールを、中間質量ブラックホール（IMBH, Intermediate-Mass Black Hole）と呼びます。彼らが一体どこへ消えたのか、そもそも宇宙の歴史においてこのような中間級のブラックホールが存在するのかさえ、天文学における最大のミステリーとして残っています。小さなブラックホールから巨大なブラックホールへと至る成長過程において、空白のまま残された重要な「ミッシングリンク」です。
そのため、中間質量ブラックホールは発見されるだけで非常に重要な成果とみなされます。しかし最近、天文学者たちはまた別の新しい中間質量ブラックホールを発見しました。チャンドラX線観測衛星を通じて、4億5000万光年離れた楕円銀河NGC 6099の外郭からX線を放出する怪しい存在が発見されました。ハッブル宇宙望遠鏡は、その存在が星々が密集した星団の中にあるという事実を突き止めました。天文学者たちは、これがまさに探し求めていた中間質量ブラックホールであろうと推定しています。一体なぜ、中間質量ブラックホールはこれほどまでに見つけにくいのでしょうか？彼らが宇宙にほとんど存在しないという事実は、私たちにどのような物語を語りかけているのでしょうか？
ブラックホールは、自分が住んでいる銀河と驚くべき関係を見せます。銀河中心部の全恒星質量と、そこに住むブラックホールの質量を比較すると、驚くほどきれいに比例します。ブラックホールは銀河中心部に比べ、ちょうど1000分の1程度の質量を持ちます。銀河全体の質量に比べれば非常に小さいですが、ほぼすべての銀河がこの比率を一貫して守っています。銀河が2倍重ければ、その中に住むブラックホールも2倍重いのです。これは、ブラックホールが銀河全体の誕生、進化と密接に関連していることを暗示しています。
銀河中心部の質量とブラックホールの質量がきれいに比例するなら、中間質量ブラックホールがありそうな場所を探すことも難しくなさそうです。少しずつ小さくて軽い銀河、矮小銀河、そして球状星団あたりまでたどれば、自然とその中心に住むブラックホールの質量も、より軽い中間質量ブラックホールにたどり着けるはずです。実際、これまで天文学者たちは矮小銀河や球状星団で、中間質量ブラックホールとしつこくかくれんぼをしています。時折、いくつかの大きな球状星団で星の動きを観察し、その中心から太陽質量の数千〜数万倍に達する中間質量ブラックホールの気配が確認されることもあります。
しかし、中間質量ブラックホールの正体を完全に立証するのは非常に困難です。あいにく、中間質量ブラックホールを測る「秤」がないからです。はるかに軽い恒星質量ブラックホールの場合、LIGOのような重力波検出器を通じて質量を今ではかなり正確に推論できます。二つのブラックホールが衝突しながら広げた時空の震え、すなわち重力波を感知すれば、どれほど重いブラックホール同士が衝突したのかを知ることができるからです。
しかし、現存する重力波検出器では、それより少し重い中間質量ブラックホールの質量を把握するのは困難です。ブラックホールの質量に比例して重力波の波長も長くなるからです。すでにLIGOだけでも、一辺の長さが4kmに達する非常に巨大な検出器です。その規模のおかげで、恒星質量ブラックホールが残した小さな震えをかろうじて感知できるのです。ところが、それより数千倍も重い中間質量ブラックホールを感知するには、はるかに大きく敏感な検出器が必要です。事実上、地球よりも大きな検出器が必要となりますが、それは現実的に不可能です。
それでは逆に、恒星質量ブラックホールではなく、超大質量ブラックホールから得たノウハウを活用するのはどうでしょうか？伝統的に、銀河中心ブラックホールの質量は、その銀河中心部の星々の動きを通じて推論してきました。星々がどれほどの速度で銀河中心部を周回しているかを把握すれば、その星々を捉えている中心ブラックホールの重力を把握でき、ひいてはブラックホールの質量を測ることができます。
しかし、中間質量ブラックホールはこの方法でも把握が困難です。前述したように、小さな球状星団程度には中間質量ブラックホールが存在するはずですが、星団は星の密度が高すぎ、またサイズが小さすぎます。そのため、その小さな体積の中にひしめき合っている星々の動きを精密に測定するのが難しいのです。さらに、星々が近すぎて、純粋なブラックホールの重力効果だけでなく、隣接する星同士が重力を及ぼし合う非常に複雑な「N体問題」が発生し、計算をさらに複雑にします。
もしブラックホールが周辺の他の星やガス物質を飲み込んでいるなら、大きな助けになります。ブラックホール自体は光を放ちませんが、周辺の他の星を食べる過程で、その残骸がブラックホールの周囲を巡り、明るく輝く円盤を形成します。熱せられた降着円盤からは強いX線が放出され、そのX線の明るさを通じて中に住むブラックホールの威力を見積もることができます。
しかし、球状星団に住む中間質量ブラックホールには、この方法もあまり通用しません。球状星団には進化がほぼ終わった古い星しか集まっていないからです。新鮮なガス物質がほとんど残っていません。そのため、星団の中心にブラックホールがあったとしても、提供する餌がほとんどありません。球状星団の中心に中間質量ブラックホールがあったとしても、それらはただ飢えた状態で留まっているでしょう。特別なX線を放たないため、X線観測で中間質量ブラックホールを捉え、その質量を推定するのは非常に難しいのです。
その点、銀河中心部よりも銀河の辺境を探す方が良いでしょう。銀河の真ん中に中間質量ブラックホールがあったとしても、そこにははるかにより巨大で強力な超大質量ブラックホールが住んでいるからです。中間質量ブラックホールが残すかもしれない微かな痕跡は、銀河全体の中心にある超大質量ブラックホールの圧倒的な姿にかき消されてしまいます。そのため、できれば銀河中心よりも銀河の辺境で、何か強いX線を放出する天体がないかを探すのが有利です。
このような天体を、天文学では特に明るく輝くX線源という意味で「HLX（Hyper-Luminous X-ray source）」と呼びます。代表的なものとして、2009年に約2億9000万光年離れた銀河ESO 243-49で捉えられたHLX-1があります。ほぼ完全に横に薄く横たわっている銀河ESO 243-49の銀河円盤から少し外れた場所で、鮮明にX線を放出する天体があります。天文学者たちは、その天体が太陽質量の2万倍程度と重い中間質量ブラックホールであろうと推定しています。
最近、これと似た発見がまた続きました。銀河NGC 6099で発見された、もう一つのHLX-1です。今回も銀河の中心から外れた辺境で発見されました。チャンドラX線宇宙望遠鏡で2009年から2023年まで観測した膨大なデータを分析し、同じ場所から鮮明で明るいX線が漏れ出していることを確認しました。特にその後のハッブル宇宙望遠鏡の観測により、この場所には実際に星々が高い密度で集まっている球状星団も位置していることが確認されました。中間質量ブラックホールが潜んでいる可能性が非常に高いのです。
ところが不思議な点は、観測期間中にX線の明るさが変化したことです。2009年に初めて発見された後、2012年に最も明るくなり、再び2023年になって暗くなりました。天文学者たちは、中間質量ブラックホールがそばを通り過ぎる星を飲み込む過程で起きたことだと推定しています。星がバラバラに砕け散りながらブラックホールに食べられ、特に2012年に最も激しい「食らいつくし」が繰り広げられたのです。ここに潜んでいる中間質量ブラックホールは、質量が太陽質量の1000〜1万倍の間と推定されます。まさに私たちが探している、ブラックホール界の「ミッシングリンク」の範囲に該当します。
小さなブラックホールが集まって、最終的に超大質量ブラックホールまで成長するというブラックホールの成長シナリオを主張する天文学者たちは、中間質量ブラックホールをその中間過程だと見ています。宇宙で中間質量ブラックホールがなかなか見つからない理由が、その中間段階に留まる時間が相対的に非常に短いからだと推定します。言い換えれば、小さな恒星質量ブラックホールが超大質量ブラックホールへと成長する速度が、予想よりもはるかに速いということです。急速に成長するため、その中間過程に留まる姿を見ることが難しいのです。このような観点から、中間質量ブラックホールは、銀河の種と言えるブラックホールがどのように誕生し、大きくなっていくのかを理解するために必ず越えなければならない山です。
本当に小さな恒星質量ブラックホールが合体して中間質量ブラックホールになるのかは、まだわかりません。しかし少なくとも、小さな矮小銀河同士が衝突する過程を見ると、中間質量ブラックホールが併合しながら、より大きな超大質量ブラックホールへと成長することは可能に見えます。だとするならば、私たちの周辺の宇宙で中間質量ブラックホールがほとんど現れない理由は、すでにごく近くの宇宙では大半が超大質量ブラックホールへと成長が終わってしまったからかもしれません。したがって、より多くの中間質量ブラックホールを見つけるためには、成長の真っ只中にある、より遠い過去の宇宙を探さなければなりません。
もちろん、距離が遠ざかるほど、中間質量ブラックホールが残すかもしれない少し暗く微かな痕跡を見つけるのは難しくなるでしょう。これは、まさにジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で狙うべき良いターゲットになるはずです。ジェイムズ・ウェッブが次々と捉え、天文学の新たなミステリーとして浮上している小さくぼやけた赤い点、「LRD（Little Red Dot）」の正体は、原初宇宙の中間質量ブラックホールだったのかもしれません。最後に残された現代宇宙論のミッシングリンクを埋めるための天文学者たちの発掘作業は、今も続いています。
参考
https://science.nasa.gov/missions/hubble/nasas-hubble-chandra-spot-rare-type-of-black-hole-eating-a-star/
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/adbbee
筆者チ・ウンベは？猫と宇宙を愛する。幼い頃、『銀河鉄道999』を見て宇宙の美しさを伝えるという夢を持つようになった。現在、延世大学銀河進化研究センターおよび近宇宙論研究室で、銀河の相互作用を通じた進化を研究し、講演や執筆など様々な科学コミュニケーション活動を行っている。『サム（Some）乗る天文台』、『一日中宇宙を考える』、『星、光の科学』などの著書がある。