天文学会記者発表資料

天文学会記者発表資料 宇宙に吠える巨大モンスター 銀河系の中心 超巨大ブラックホールの爆発現象 西山正吾 ( 京都大学日本学術振興会特別研究員 ) 田村元秀 工藤智幸 石井未来 ( 国立天文台 ) 羽田野裕史 ( 名古屋大学 ) 長田哲也 ( 京都大学 ) アンドレアスエッカート ( ケルン大学 ) ライナーショーデル ( アンダルシア宇宙物理学研究所 ) 暗いブラックホール 銀河系の中心領域 輝くブラックホール 天の川銀河の中心には 重さが太陽の約 400 万倍もある超巨大ブラックホール いて座 A スター があります 私たちはすばる望遠鏡と近赤外線カメラ CIAO 補償光学システム AO36 を使って非常にシャープな画像を得る観測を行いました その結果 巨大ブラックホールのごく近傍 太陽 - 地球間の距離よりも近い範囲でガスが高温に熱せられ 明るさが変化していることを見出しました いて座 A スター は多数の星で非常に混みあった領域にあるため シャープな画像を得ることができる観測でなければ見えません 今回は赤外線での明るさを精密に測り その爆発 ( フレア ) 現象を複数回検出することに成功しました 特に 赤外線の偏った光で連続的なフレア現象をとらえたのはこれが世界で初めてです また 最も継続時間の短いフレアでは 約 6.5 分間という短時間での急激な増光 / 減光が観測されました この短い時間変化はブラックホールのすぐ近く 1 億 2000 万 km 以内の場所で生じた現象を見ていることになります これは 太陽 - 地球間よりも近い距離です すばる望遠鏡は ブラックホールのごく近くで起きている激しい現象をとらえているのです < お問い合わせ先 > 西山正吾京都大学理学部宇宙物理学教室電話番号 :075-753-3907 FAX 番号 :075-753-3897 電子メールアドレス :shogo@kusastro.kyoto-u.ac.jp URL:http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~shogo/press/ASJM09a/index.html

宇宙に存在するほとんどの銀河の中心には 重さが太陽の 100 万倍から 1 億倍もある超巨大ブラックホールがあることが分かってきました 私たちの天の川銀河 ( 銀河系 ) も例外ではありません その中心には 太陽のおよそ 400 万倍のブラックホール いて座 A スター があります こんなに大きなブラックホールはどうやってできたのだろうか また その近くではどんな現象が起こっているのだろうか 天文学者は長年 このような興味を抱いて いて座 A スター を観測し続けてきました なぜ私たちはブラックホールを 見る ことができるのでしょうか ブラックホール自身は 光さえもでてくることができない真っ暗な天体です 私たちが望遠鏡で見ているのは ブラックホールを円盤状に取り囲む 高温のガスが出す光です 図 1 は ブラックホールとガスの円盤の概念図です 近くにあるガスは徐々にブラックホールに引きずり込まれていきます その時 ガスは円盤を形成します 円盤内におけるガス同士の摩擦により ガスは非常に高温になります その結果 円盤内のガスは様々な波長の光を発することに CNASA/CXC/SAO なるのです 図 1. ブラックホールとガスの円盤 超巨大ブラックホールは銀河の中心にあります そこは星やガス 塵などが集中し 非常に混み合った場所でもあります その中から中心のブラックホールだけを取り出すためには 大きな鏡を持った望遠鏡が必要です また塵に邪魔されずブラックホールを見るためには 私たちの目で見える光 ( 可視光 ) ではなく赤外線やX 線などで観測をしなければなりません さらに星のまたたきの原因である 地球の大気のゆらぎがこまやかな観測の邪魔をします この影響を消すような高度な技術が必要です 私たちは 8.2mの口径の鏡をもつすばる望遠鏡と近赤外線カメラCIAO( チャオ ) さらに大気ゆらぎを補正する補償光学システムAO36 を使い 銀河系の中心の超巨大ブラックホール いて座 Aスター を観測しました その結果 非常にシャープな画像を得ることができ 混み合った領域でのいて座 Aスターの観測に成功しました 図 2. 銀河系の中心領域の画像図 2 は 私たちがとらえた銀河系の中心領域の画像です 星が非常に混み合っている様子が分かります 画像中心やや左上のところに 青い四角で示した領域があります 図 3.1 と 3.2 は 四角の部分を拡大した画像です 中心の緑の丸の中にいて座 Aスターがあります 図 3.1 はブラックホールが暗い時 図 3.2 は明るく輝いている時のものです 図 3.1 で丸の中に見えているものはブラックホールのすぐ近くの星です この時ブラックホールは暗くて見えていません 図 3.2 ではブラックホールが明るく輝いている様子が分かります

図 3.1 暗いブラックホール 図 3.2 ブラックホールが輝いた瞬間 ブラックホールの明るさはどのように変化するのでしょうか 私たちは 一晩のうちに 3 回の爆発 ( フレア ) 現象を観測することができました その様子を図 4 と図 5 に示しています 図 4 は約 3 分ごとに撮影したブラックホールの画像です 上段左から右へ ひとつ下がってまた左から右へ というように時間が経過しています また図 5 は いて座 Aスターの明るさの変化を折れ線グラフにしたものです 横軸は観測開始からの経過時間を示しています まず観測開始直後 最初のフレア現象が起きました これは比較的暗く 継続時間の長いフレアです 第 2 フレアは最も強く 40 分程度の継続時間でした 最後のフレアは最も短い時間での増光 / 減光を示しました 図 5 の第 2 フレアと第 3 フレアの画像は 図 4 中の青と緑で囲まれた部分にあります 図 4. 約 3 分おきにとったブラックホールの画像 上段左から右へ 一段下がって左から右へ と時間が経過している 青と緑で囲まれた画像が 図 5 の丸の中にある点に対応する

いて座 A スターの明るさ [mjy] 第 1 フレア 第 2 フレア 第 3 フレア 図 5. いて座 Aスターの明るさの時間変化のグラフ 横軸は観測開始からの経過時間 縦軸はいて座 A スターの明るさを示している 青と緑の丸で囲まれた点が 図 4 の青と緑で囲まれた画像に対応している 観測開始からの経過時間 [ 分 ] 第 3フレアは たった 6.5 分で増光し また同じ時間でもとの明るさにもどりました これは何を示しているのでしょうか ブラックホールに近づいていくと 重力の影響が徐々に大きくなっていきます その結果 ある距離になると 光さえ逃げられないほどの重力になります この距離を 事象の地平線 といいます そして ブラックホールの中心から事象の地平線までの距離をブラックホールの半径と定義します これまでの観測から いて座 Aスターの半径は 1200 万 km 太陽のおよそ 20 倍と分かっています 光の速度は有限であるため 明るさの変動にかかった時間から 光っている領域の大きさに制限をつけることができます そのことを 図 6 を使って説明しましょう 私たちが観測しているフレア現象は ブラックホールの周りに広がるガスで起きている観測者とします そのガスの大きさを R とします そして ある瞬間そのガスが消え去ったとしましょう 消えた瞬間に 観測者に一番近いガスの端からでた光 ( 図 6 赤い点線 ) と一番遠い端からでた光 ( 青い点線 ) とでは 観測者に届く時間にずれが生じます これは たとえガスが一瞬で消え去ったとしても 観測者にする図 6. ガス消滅時の時間差の発生と一瞬で消えたようには見えない ということです 赤い光が届く時間から徐々に暗くなり 青い光が届く時間でまったく消えてなくなる というように見えます この赤と青の光が観測者に到達する時間差をtとします そして 時間のずれtと光速 cを使うと 距離 = 速さ 時間 という式から 円盤の大きさを制限することができます 実際には円盤が一瞬で消えることはありませんから tより長い時間かかると考えると 大きさ<( 光速 時間差 ) となります このように フレアの増光 / 減光にかかる時間から フレアを起こしているガスの広がりを知ることができるのです では この式に実際の値をあてはめてみましょう 光速は秒速 30 万 km 増光/ 減光にかかった時間は 6.5 分 =390 秒 これより 30 万 km/ 秒 390 秒 = 約 1 億 2000 万 kmとなります これが フレアが起きているガスの広がりの上限値となります 第 3 フレアの観測で分かったことを整理します フレアが起きている場所はブラックホールから 1 億 2000 万 km より内側です これは太陽 - 地球間 (1 億 5000 万 km) よりも近い距離になります また ブラックホールの大きさは 1200 万 km 太陽の約 20 倍ということが分かっていました 仮に太陽の位置にいて座 A スターがあり 地球のある場所からそれを眺めると考えてみましょう 空には太陽の 20 倍の大きさにブラックホールが広がっています その周囲では 非常に高温のガスが突然光り

あっという間に消え去ります それが日々繰り返されています このような驚くべき現象を すばる望遠鏡はとらえているのです すばる望遠鏡がとらえたブラックホールの明るさの変化は ブラックホールのすぐ近くでガスが高温になって光り 直後に消え去っていく という激しい現象によるものだということが分かりました では 何がこのような現象を引き起こしているのでしょうか その謎を解くための重要な手がかりが 偏光 の観測によって得られるのです 光は 進行方向に対して垂直な方向に振動する横波です 太陽などからくる自然光は いろんな方向に振動する波が混じりあい どの方向にも偏っていない光です それに対し 例えば水面で反射した光などは ある決まった方向に振動する成分が多くなります このように振動方向が偏ることを偏光といいます どれだけ偏っているか ( 偏光の度合い ) どの方向に偏っているか( 偏光の向き ) という情報を得ることで どんな現象が起こっているのかを知ることができます 今回の観測で用いた赤外線カメラ CIAO は すばるのような大望遠鏡で偏光の観測ができる数少ない装置の一つです 図 7 は いて座 Aスターの明るさの変化 ( 上 ) に対して 偏光の度合い ( 中 ) 偏光の方向 ( 下 ) がどのように変化したのかを示したグラフです 第 3 フレアは短時間で 観測の終わりに近いため 明確なことは言えません しかし 第 1フレアと第 2フレアでは 明るさのピークを過ぎて暗くなっていくときに 偏光の度合いが大きくなっていく というよく似た特徴をとらえることができました このように似た特徴をもつフレアを連続的にとらえた観測は世界でも他に例がありません それでは このような特徴からいったい何を知ることができるのでしょうか 偏光の方向 [ 度 ] 偏光の度合い [%] 明るさ [mjy] 第 3フレア第 1フレア第 2フレア 観測開始からの経過時間 [ 分 ] 図 7. いて座 A スターの明るさ ( 上 ) 偏光の度合い( 中 ) 偏光の方向 ( 下 ) の時間変化を示したグラフ すばる望遠鏡で得られたグラフとモデル計算とを比較すると フレアを起こしている現象を解明するヒントが得られます 図 8.1 には すばる望遠鏡で得られたいて座 Aスターの明るさ 偏光の度合い 偏光の方向の変化のうち 第 1 フレアの部分をとりだしました 図 8.2 には アメリカの研究者 BroderickとLoebが行ったモデル計算の結果を示しています (A. E. Broderick & A. Loeb, 2006 年, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 367 巻, 905 ページ ) 彼らのモデルは 高温の

ガスの塊がブラックホールのすぐ近くを高速で回転しているというものです それを遠くから観測したとき 明るさや偏光の度合いがどう変化するかを計算しました 図 8.2 の 2 種類の線は ブラックホール周囲のガス円盤を真横から見るような方向から観測したとき (0 ) と 少し斜めから観測したとき (22.5 ) にどう変化するかを示しています 図 8.1 と 8.2 には多くの類似点が見られます 明るさの変化に見られるふた山とその高さの関係 さらに偏光の度合いにも見られるふた山構造などです 第 1 フレアほど明確ではありませんが 同様の傾向が第 2 フレアにも見られます これらの類似点は 以下のようなことを示唆しています すばる望遠鏡がとらえたいて座 Aスターのフレアは 高温ガスの塊がブラックホールを周回しながら落ちていく現象が原因であるということ そしてそのような現象が頻繁に起こっていることです 偏光の方向 [ 度 ] 偏光の度合い [%] 偏光の方向 [ 度 ] 偏光の度合い [%] 明るさ [mjy] 明るさ 観測開始からの経過時間 [ 分 ] 図 8.1. 図 7より取り出した第 1フレアの部分 上からいて座 A スターの明るさ 偏光の度合い 偏光の方向の時間変化 明るさのピークからの時間図 8.2. モデル計算で得られた 明るさ ( 上 ) 偏光の度合い ( 中 ) 偏光の方向( 下 ) の時間変化 図中の角度は ガスの円盤を真横から見ているか (0 ) 少し斜め (22.5, 一点鎖線 ) からかの違い 私たちは 銀河系の中心にある超巨大ブラックホール いて座 A スター を観測し その激しいフレア現象をとらえました また偏光の観測から フレアの原因は いて座 A スター を高速で周回する高温のガスの塊ではないか という結果を得ました 現在国立天文台では 近赤外線カメラ CIAO の後継機である HiCIAO( ハイチャオ ) を製作し その調整の最終段階に入っています これを使えば いて座 A スター の偏光をより正確に より早く測定できるようになります 今後 ブラックホールに関するより深い研究が期待できます