ブラックホールとは
ブラックホールは、極めて強い重力を持ち、一定の範囲内からは光さえ脱出できない天体だ。アインシュタインの一般相対性理論が予言した存在で、長年「理論上の存在」に留まっていたが、2019年にEHT（イベント・ホライズン・テレスコープ）による直接撮影で視覚的にも確認された。
「ブラックホール」という名前は、光を含むすべてのものを飲み込み、何も返さない「黒い穴」というイメージから来ている。ただし実際には「穴」ではなく、極めて高密度に圧縮された天体だ。
ブラックホールの構造
特異点
ブラックホールの中心には「特異点」がある。すべての質量が無限小の1点に集中しており、一般相対性理論が破綻する場所だ。特異点が実際にどのような状態なのかは、量子重力理論が完成しなければ解明できない。
事象の地平線（イベント・ホライズン）
特異点を取り囲む球面が「事象の地平線」だ。この境界の内側では、脱出に必要な速度が光速を超えてしまうため、光を含むあらゆる物質や情報が脱出不可能になる。
事象の地平線の半径はシュバルツシルト半径と呼ばれ、以下の式で求められる。
r = 2GM / c²
- G：万有引力定数
- M：ブラックホールの質量
- c：光速
太陽の質量のブラックホールなら半径約3km、地球の質量なら約9mmとなる。
降着円盤
ブラックホール周囲のガスや物質は、直接落ち込むのではなく、渦を巻きながら円盤状に集まる。これが降着円盤だ。降着円盤の物質は重力エネルギーを摩擦で熱に変換し、数百万〜数十億度に加熱されてX線や紫外線を放射する。
この放射エネルギーは莫大で、ブラックホールに落ち込む物質の質量エネルギーの最大約40%が放射される。これは核融合（約0.7%）をはるかに超える効率だ。
ジェット
一部のブラックホールは、降着円盤の回転軸方向に光速に近い速度のプラズマ流（ジェット）を放出する。ジェットの正確な形成メカニズムはまだ完全には解明されていないが、磁場と回転が関与していると考えられている。
M87銀河中心のブラックホールのジェットは約5,000光年の長さに達する。
ブラックホールの3つの種類
恒星質量ブラックホール（太陽質量の5〜100倍）
大質量星が寿命を終えた時に形成される。太陽の約20〜25倍以上の質量を持つ星は、超新星爆発の後、中心部がブラックホールに崩壊する。
天の川銀河内だけでも数千万〜数億個の恒星質量ブラックホールが存在すると推定されている。ただし、単独で暗黒の空間に漂っているブラックホールを検出するのは非常に困難だ。
連星系（2つの星がお互いの周りを回る系）の一方がブラックホールの場合、伴星からガスを奪い取って降着円盤を形成し、X線を放射する。これが「X線連星」として観測される。
代表的な例が、1964年に発見されたはくちょう座X-1だ。太陽の約21倍の質量を持つブラックホールで、伴星の青色超巨星からガスを吸い込んでいる。
中間質量ブラックホール（太陽質量の100〜10万倍）
恒星質量と超大質量の中間に位置するブラックホール。長年その存在が議論されてきたが、2020年にLIGO/Virgoが検出した重力波イベントGW190521で、太陽質量の約142倍のブラックホールが確認され、中間質量ブラックホールの存在が実証された。
球状星団の中心や矮小銀河の中心に存在する可能性が指摘されている。超大質量ブラックホールの「種」として形成されたのではないかという仮説もある。
超大質量ブラックホール（太陽質量の100万〜数百億倍）
ほぼすべての銀河の中心に存在すると考えられている。天の川銀河中心のいて座A*（Sgr A*）は太陽質量の約400万倍。M87銀河中心のブラックホールは太陽質量の約65億倍だ。
超大質量ブラックホールがどのように形成されたかは、天文学の大きな謎の一つだ。宇宙の初期に「種」となる巨大なブラックホールが直接崩壊（ガス雲が星を形成せずに直接ブラックホールに崩壊）で形成されたとする説が有力視されている。
ブラックホールの形成過程
恒星の死
太陽の約20〜25倍以上の質量を持つ大質量星は、以下のプロセスでブラックホールになる。
- 水素の核融合 — 中心部で水素がヘリウムに変換される（主系列星の段階）
- 重い元素の核融合 — ヘリウム→炭素→酸素→ケイ素→鉄と、次第に重い元素の核融合が進む
- 鉄の壁 — 鉄は核融合でエネルギーを生み出さない。核融合の燃料が尽きる
- 核の崩壊 — 重力に抗する圧力を失った核が、ミリ秒単位で崩壊
- 超新星爆発 — 崩壊するコアに外層が落下し、跳ね返って大爆発（II型超新星）
- ブラックホール誕生 — 残された核が自己の重力で無限に収縮し、ブラックホールが形成
太陽の約8〜20倍程度の星は、超新星爆発の後に中性子星として残る。ブラックホールになるためには、中性子の縮退圧でも支えきれないほどの質量が必要だ。
合体
2つのブラックホールまたは中性子星が合体してより大きなブラックホールを形成するケースもある。この合体の際に放出される重力波がLIGO/Virgoによって検出されている。
2025年には、過去最大のブラックホール合体による重力波が記録された。
ブラックホールの観測方法
ブラックホール自体は光を放たないため、直接「見る」ことはできない。しかし、その存在は周囲への影響を通じて検出できる。
1. X線観測
降着円盤が放つX線を観測する方法。X線天文衛星（Chandra、XMM-Newton、日本のXRISMなど）が活躍している。
2. 重力波
ブラックホール同士の合体は時空のさざ波（重力波）を生む。2015年にLIGOが初めて検出し、2017年のノーベル物理学賞に輝いた。
重力波の波形から、合体前のブラックホールの質量、スピン、距離などを精密に推定できる。
3. 恒星の運動
ブラックホール周囲の恒星の軌道を長期追跡することで、見えないブラックホールの質量と位置を推定できる。いて座A*の質量は、周囲の恒星（特にS2星）の軌道から算出された。この研究を行ったラインハルト・ゲンツェルとアンドレア・ゲズは2020年のノーベル物理学賞を受賞した。
4. EHTによる直接撮影
EHTによるブラックホール撮影
EHTとは
イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）は、世界各地の電波望遠鏡を連携させ、地球サイズの仮想的な望遠鏡として機能させるプロジェクトだ。VLBI（超長基線電波干渉法）という技術を用いている。
M87 — 史上初のブラックホール撮影（2019年）
2019年4月10日、EHTはおとめ座銀河団の楕円銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールの画像を公開した。オレンジ色のリング状の構造の中心に暗い影（ブラックホールシャドウ）が映っており、事象の地平線の存在を直接的に示す画像となった。
M87のブラックホールは地球から約5,500万光年離れているが、その質量は太陽の約65億倍と巨大で、事象の地平線の直径は太陽系の大きさに匹敵する。
いて座A* — 天の川銀河中心の撮影（2022年）
2022年5月12日、EHTは天の川銀河中心のブラックホール「いて座A*」の撮影にも成功した。地球から約2万7,000光年の距離にあり、太陽の約400万倍の質量を持つ。
M87と比べて質量が1,500分の1であるため、ガスの動きが速く（数分単位で変化）、撮影が技術的に困難だった。
最新の成果（2025〜2026年）
- 超大質量ブラックホールの降着円盤とジェットの同時撮影に成功（波長3.5mm帯でのM87観測）
- 次世代EHT（ngEHT）の計画が進行中。衛星アンテナを追加し、角度分解能をさらに向上させる構想
ブラックホールにまつわる疑問
ブラックホールに落ちるとどうなる？
事象の地平線を越えた瞬間は、理論上は何も感じない（十分に大きなブラックホールの場合）。しかし、中心に近づくにつれて潮汐力（体の各部分にかかる重力の差）が増大し、最終的には引き延ばされて破壊される。これを「スパゲティ化」と呼ぶ。
恒星質量ブラックホールでは事象の地平線に達する前にスパゲティ化が起こるが、超大質量ブラックホールでは事象の地平線を越えてもしばらくは無事でいられる。
ブラックホールは蒸発する？
1974年にスティーヴン・ホーキングが理論的に予言した「ホーキング放射」によると、ブラックホールは量子力学的な効果でごくわずかなエネルギーを放出し、非常に長い時間をかけて蒸発する。太陽質量のブラックホールが蒸発するまでの時間は10⁶⁷年以上とされ、現在の宇宙年齢（138億年）と比べて途方もなく長い。
ブラックホールの中は別の宇宙？
一部の理論物理学者は、ブラックホールの特異点が別の宇宙への「出口」である可能性を議論している。しかしこれは現時点では検証不可能な仮説だ。
まとめ
ブラックホールは、恒星質量・中間質量・超大質量の3種類に分類され、大質量星の死や天体の合体によって形成される。光を放たないため直接観測は困難だが、X線、重力波、恒星の運動追跡、そしてEHTによる直接撮影と、多角的な観測手法で研究が進んでいる。
2019年のM87、2022年のいて座A*の撮影は、一般相対性理論の予言を視覚的に確認した歴史的成果だった。次世代EHTやLIGOの感度向上により、ブラックホールの研究は今後さらに加速するだろう。
