Supermassive Black Hole “Seeds”

超大質量ブラックホールの「種」

銀河中心で初期のブラックホールが形成され、クエーサーを駆動した理論

宇宙のあらゆる銀河—近くのものも遠くのものも—はしばしば中心に超大質量ブラックホール（SMBH）を抱えており、その質量は数百万から数十億太陽質量（M⊙）に及びます。多くの銀河は比較的静かな中心のSMBHを持っていますが、中にはクエーサーや活動銀河核（AGN）として知られる非常に明るく活発なコアを示すものもあり、これらは大量の降着によってブラックホールに燃料が供給されています。しかし、現代の天体物理学の中心的な謎の一つは、特に一部のクエーサーが赤方偏移z > 7で観測されていることを考えると、初期宇宙でこれほど巨大なブラックホールがどのようにして急速に形成されたのかということです。これはビッグバンからわずか8億年未満で明るいコアをすでに動かしていたことを意味します。

この記事では、超大質量ブラックホールの「種」の起源と提案されているさまざまなシナリオを探ります。これは、銀河の中心で観測される巨大なブラックホールに成長した比較的小さな「種」ブラックホールのことです。主な理論的経路、初期の星形成の役割、そして現在の研究を導く観測的手がかりについて議論します。

1. 文脈: 初期宇宙と観測されたクエーサー

1.1 高赤方偏移クエーサー

赤方偏移z ≈ 7以上のクエーサー（例えばz = 7.54のULAS J1342+0928）の観測は、ビッグバンから10億年未満で数億太陽質量（またはそれ以上）のSMBHが存在したことを示しています[1][2]。このような短期間での高質量達成は、もしブラックホールの成長が低質量の種からのエディントン限界降着のみに依存するならば大きな課題となります—種が最初からかなり巨大であったか、あるいは降着率が一部の期間でエディントン限界を超えた場合を除いて。

1.2 なぜ「種」なのか？

現代宇宙論では、ブラックホールは最終的な巨大質量で突然現れるわけではなく、小さく始まり成長します。これらの初期ブラックホール—種ブラックホールと呼ばれる—は初期の天体物理過程から生じ、その後ガス降着や合体を経て超大質量ブラックホールになります。その形成メカニズムを理解することは、初期の明るいクエーサーの出現や、今日ほぼすべての巨大銀河に存在するSMBHの説明に不可欠です。

2. 提案された種形成経路

最初のブラックホールの正確な起源は未解決の問題ですが、研究者たちはいくつかの主要なシナリオに収束しています:

  1. Population III 星の残骸
  2. 直接崩壊ブラックホール（DCBHs）
  3. 高密度クラスターでの暴走的衝突
  4. 原始ブラックホール（PBHs）

それぞれ順に検討します。

2.1 Population III 星の残骸

Population III 星は金属を含まない最初の世代の星であり、初期宇宙のミニハローで出現したと考えられています。これらの星は非常に巨大であり、いくつかのモデルでは≳100 M⊙と示唆されています。もしこれらが寿命の終わりに崩壊した場合、数十から数百の太陽質量のブラックホール残骸を残す可能性があります:

  • コア崩壊型超新星: 約10–140 M⊙の星は、数個から数十個の太陽質量のブラックホール残骸を残す可能性があります。
  • 対不安定性超新星: 非常に巨大な星（およそ140–260 M⊙）は、残骸を残さずに完全に爆発することがあります。
  • 直接崩壊（星の観点から）: 約260 M⊙を超える星では、ブラックホールへの直接崩壊が可能ですが、必ずしも約102–103 M⊙の種を生むとは限りません。

長所: 第III世代星のブラックホールは、最初のブラックホールが形成されるための単純で広く受け入れられている経路です。なぜなら、初期に巨大な星が確かに存在していたからです。短所: 約100 M⊙の種ブラックホールでも、数億年以内に>109 M⊙に達するには非常に高速、あるいは超エディントン降着が必要であり、追加の物理過程や合体の助けなしには困難に見えます。

2.2 直接崩壊ブラックホール (DCBHs)

別のシナリオでは、通常の星形成過程を飛ばして巨大なガス雲が直接崩壊することを想定している。特に金属量の低い環境で、分子水素を解離する強いライマン・ワーナー放射がある場合、ガスはほぼ等温的に約104 Kで崩壊し、複数の星に断片化しない可能性がある[3][4]。これにより以下が起こり得る:

  • 超巨大星段階: 単一の大質量原始星（おそらく104～106 M⊙）が非常に速く形成される。
  • 即時ブラックホール形成: 超巨大星は寿命が短く、104～106 M⊙のブラックホールに直接崩壊する。

長所: 105 M⊙のDCBHは大きなアドバンテージを持ち、より穏やかな降着率でSMBH規模に成長できる。短所: 精密に調整された条件（例：H2冷却を抑制する放射場、低金属量、特定のハロー質量やスピン）が必要で、これらの条件がどれほど一般的だったかは不明である。

2.3 密集星団における暴走的衝突

非常に密な星団では、繰り返される星の衝突により星団の中心に非常に大質量の星が形成され、それが崩壊して大質量ブラックホールの種（最大で数103 M⊙）となる可能性がある:

  • 暴走的衝突過程: ある星が他の星と衝突を繰り返して成長し、高質量の“超巨大星”を形成する。
  • 最終崩壊: 超巨大星はブラックホールに崩壊し、通常の星の崩壊質量を超える種を与える可能性がある。

長所: こうした過程は原理的には球状星団の研究から知られているが、低金属量かつ高密度の星団でより劇的である。短所: 非常に密で大質量の星団が初期に必要であり、十分な星形成を可能にするためにある程度の金属濃縮も必要かもしれない。

2.4 原始ブラックホール (PBHs)

原始ブラックホールは、ビッグバン核合成前の非常に初期の宇宙における密度擾乱から形成される可能性がある—特定の領域が重力で直接崩壊した場合。仮説的な存在であり続けているが、現在も活発に研究されている:

  • 多様な質量範囲: PBHは理論的には非常に広い質量スペクトルを持ち得るが、SMBHの種としては約102～104 M⊙の範囲が関連する可能性がある。
  • 観測制約: PBHがダークマター候補としてはマイクロレンズ効果などの技術で厳しく制約されているが、SMBHの種を形成するサブポピュレーションの可能性は残っている。

長所: 星形成の必要性を回避でき、種は非常に早期に存在し得る。短所: 適切な質量範囲と存在量のPBHを生成するためには、初期宇宙の条件が精密に調整されている必要がある。

3. 成長メカニズムと時間スケール

3.1 エディントン限界降着

エディントン限界は、放射圧の外向きの力が重力の内向きの引力と釣り合う最大の光度（したがって降着率）を設定します。典型的なパラメータでは、これは次のことを意味します：

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ 年−1.

宇宙時間を通じて、一貫したエディントン限界降着はブラックホールを多桁成長させることができますが、>10に達するには9 M⊙ 約7億年以内に達成するには、ほぼ連続的にエディントン近傍（または超エディントン）率が必要です。

3.2 超エディントン（ハイパー）降着

特定の条件下、例えば高密度のガス流入やスリムディスク構成では、降着が標準的なエディントン限界を一定期間超えることがあります。この超エディントン成長は、控えめな種からSMBHを構築するのに必要な時間を大幅に短縮できます[5]。

3.3 ブラックホールの合体

階層的構造形成の枠組みでは、銀河（およびその中心のブラックホール）は頻繁に合体します。繰り返されるブラックホール合体は質量の蓄積を加速させることができますが、重要な質量蓄積には依然として大量のガス流入が必要です。

4. 観測的探査と手がかり

4.1 高赤方偏移クエーサー調査

大規模な天空調査（例：SDSS、DESI、VIKING、Pan-STARRS）は、より高い赤方偏移でクエーサーを継続的に発見し、SMBH形成の時間スケールに関する制約を強化しています。スペクトル特徴はまた、ホスト銀河の金属量や周囲の環境についての手がかりを提供します。

4.2 重力波信号

LIGOやVIRGOのような先進的検出器の登場により、恒星質量スケールでのブラックホール合体が観測されました。次世代重力波観測装置（例：LISA）はより低周波数領域を探査し、高赤方偏移での大質量種子BHの合体を検出する可能性があり、初期ブラックホール成長経路への直接的な洞察を提供します。

4.3 銀河形成からの制約

銀河は中心にSMBHを持ち、しばしば銀河のバルジ質量（MBH – σ関係）と相関します。この関係の高赤方偏移での進化を研究することで、ブラックホールと銀河のどちらが先に形成されたのか、あるいは同時に形成されたのかを明らかにできます。

5. 現在のコンセンサスと未解決の疑問

支配的な種子形成経路について絶対的な合意はありませんが、多くの天体物理学者は「低質量」種子経路としての第III世代星の残骸と、「高質量」種子経路として特別な環境での直接崩壊ブラックホールの組み合わせを疑っています。実際の宇宙では複数の経路が共存し、ブラックホールの質量や成長履歴の多様性を説明している可能性があります。

主な未解決の疑問には以下が含まれます：

  1. 普及率：初期宇宙において、直接崩壊イベントは通常の恒星崩壊種子と比べてどの程度一般的だったのでしょうか？
  2. 降着物理学：超エディントン降着はどのような条件下で起こり、どのくらいの期間持続可能なのでしょうか？
  3. フィードバックと環境：恒星や活動的なブラックホールからのフィードバック効果は、種子形成をどのように形作り、さらなるガスの落下を防いだり促進したりするのでしょうか？
  4. 観測的証拠：将来の望遠鏡（例：JWST、Roman Space Telescope、次世代の地上超大型望遠鏡）や重力波観測装置は、高赤方偏移における直接崩壊や重い種子形成の兆候を検出できるでしょうか？

6. 結論

超大質量ブラックホールの「種子」を理解することは、ビッグバン直後にクエーサーがなぜこれほど早く現れ、なぜほぼすべての巨大銀河が中心にブラックホールを持つのかを説明する上で不可欠です。従来の恒星崩壊シナリオは小さな種子に対しては単純な道筋を提供しますが、初期宇宙における明るいクエーサーの存在は、直接崩壊のようなより大質量の種子形成経路が、少なくとも初期宇宙の特定の領域で重要な役割を果たした可能性を示唆しています。

電磁波および重力波天文学にわたる現在および将来の観測は、ブラックホールの種子形成と進化のモデルを洗練させるでしょう。宇宙の夜明けをさらに深く探るにつれて、これらの謎めいた天体が銀河の中心でどのように形成され、宇宙のフィードバック、銀河の合体、そして宇宙で最も明るい灯台の一つであるクエーサーの物語をどのように始動させたのかについて新たな詳細を明らかにすることが期待されます。

参考文献およびさらなる読書

  1. Fan, X., et al. (2006). 「宇宙再電離に関する観測的制約」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). 「赤方偏移7.5のかなり中性な宇宙における8億太陽質量のブラックホール」 Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). 「最初の超大質量ブラックホールの形成」 The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). 「急速な質量降着による原始超大質量星の形成」 The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). 「高赤方偏移ブラックホールの急速成長」 The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). 「最初の超大質量ブラックホールの形成」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.

 

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