ブラックホール（読み）ぶらっくほーる（その他表記）black hole

デジタル大辞泉

ブラック‐ホール（black hole）

超高密度・大質量で、強大な重力のために物質も光も脱出できない天体。太陽質量の10倍程度以上の星が、進化の終末に自らの重力によってつぶれて崩壊したもので、白鳥座のX線天体はその一つとされている。
[類語]星・スター・恒星・惑星・星座・綺羅星・星辰・星屑・星雲・星団・天の川・銀河・首星・流星・流れ星・彗星・箒星・一番星・一等星・新星・超新星・変光星・連星・主星・伴星・遊星・小惑星・衛星・α星

出典　小学館

共同通信ニュース用語解説

ブラックホール

非常に高密度で重力の強い天体。アインシュタインの一般相対性理論では、周囲の時空がゆがみ、秒速30万キロで進む光さえ脱出できないと予想した。重さは太陽の数倍～10倍程度から、100万～100億倍超までさまざま。M87銀河の中心にあるブラックホールの重さは太陽の約65億倍で、2019年に国際研究チームが初めて撮影に成功したと発表している。

更新日:2023年9月27日

出典　共同通信社 共同通信ニュース用語解説

精選版 日本国語大辞典

ブラック‐ホール

1. 〘 名詞 〙 ( [英語] black hole ) 中心部が光を吸収するほど超高密度、大重力になった天体。重量級の星や天体が、進化の最終段階で大爆発を起こし、自らの重力で無限に収縮してできる。
   1. [初出の実例]「〝暗黒の穴(ブラックホール)〟に似てすべてを吸い込み」(出典：爆発の臨界（1974）〈田中光二〉二)

出典　精選版 日本国語大辞典

日本大百科全書(ニッポニカ)

ブラック・ホール
ぶらっくほーる
black hole

一般相対性理論が予言する驚異的な天体。

重力崩壊

通常の恒星は中心部で熱核反応をおこしており、その熱エネルギーを圧力として、自己の重力を支えている。星はその進化とともにやがて核燃料を消費し尽くしてしまい、核燃料による支えを失った星は重力のために収縮を始める。太陽の数倍以下の質量の星は、電子または中性子の量子力学的な反発力（縮退圧）によってふたたび支えられるようになり、白色矮星(わいせい)または中性子星となってその生涯を終える。ところが、もっと重い星の場合には、超新星爆発などによって大部分の質量が吹き飛ばされない限り、重力による星の収縮はしだいに加速され、その半径は無限に小さくなっていく。この重力崩壊の過程の果てには、重力が無限に強くなる点（時空の特異点）が現れる。

［冨松　彰］

事象の地平面

一般相対性理論によれば、重力源の近くを通過する光線は、あたかも凸レンズの中を通過する場合のようにその進路を曲げられる。とくに時空の特異点の近くでは、このような重力レンズ効果が極限にまで増幅される。そのため、重力崩壊の途中で、事象の地平面event horizonとよばれる境界面（球面）に囲まれた空間領域が形成される。この空間領域で放射された粒子や光の軌道は、かならず、領域の中心部に生じる特異点の方向に曲げられていく。光や粒子の軌道が事象の地平面を横切って外側に出ていくことは不可能であり、この一方通行の境界面の彼方にある空間領域がブラック・ホールである。それは重力崩壊した天体が残した強重力領域であり、周辺の物質を吸い込む宇宙の穴（hole）であるとともに、そこから外部には光すら放射されない暗黒（black）の領域である。事象の地平面に隠されない裸の特異点が発生するような重力崩壊も理論的には可能であるが、ブラック・ホールの性質に関する多くの研究は、「宇宙における実際の重力崩壊過程では、特異点は事象の地平面の彼方でのみ形成される」という仮説（宇宙検閲仮説）を基にして進展してきた。

［冨松　彰］

定常状態

重力崩壊の過程が終了すると、形成されたブラック・ホールはほぼ定常状態に落ち着く。定常状態でのブラック・ホールの半径はその質量に比例して大きくなるが、通常の恒星と比較すれば、同程度の質量をもつブラック・ホールは極端に小さい。たとえば、太陽の10倍程度の質量のブラック・ホールでさえも、その半径は約30キロメートルにすぎない。ブラック・ホールが自転している場合は、その遠心力が重力を弱めるために、事象の地平面の面積（ブラック・ホールの表面積）はさらに小さくなる。最大の自転角運動量をもつものを極限ブラック・ホールとよんでいる。自転角運動量を小さくさせる過程（ペンローズ過程など）を通じて、ブラック・ホール内に蓄えられた回転エネルギーをその外部に解放することが可能である。内部の物質が帯電している場合には、自転ブラック・ホールの周辺には電場や磁場も発生する。定常ブラック・ホールの性質は、その内部にある物質の状態の詳細にはかかわらず、その質量と角運動量と電荷によって決定されるが、種々の物質との相互作用に関する研究の進展に伴って、より多様な定常状態の存在も明らかになっている。

［冨松　彰］

成長と蒸発

周囲の物質が事象の地平面内に流入すれば、ブラック・ホールの表面積は増大する。2個以上のブラック・ホールが衝突して1個に融合した場合でも、融合前の全表面積よりも大きな表面積をもった状態になる。もし1個のブラック・ホールが2個以上に分裂する過程がおきると、その裂け目を通じて内部に捕捉(ほそく)されていた光が逃げだすことができる。すると、分裂の瞬間にはブラック・ホールの内部領域が外部から見えることになる。これはブラック・ホールの定義に背理した現象になるので、ブラック・ホールの分裂は実際の過程としてはおこらないと考えられている。このようなブラック・ホールの進化法則（表面積の増大則）に従うと、宇宙にある多数のブラック・ホールは、少数の巨大化したブラック・ホールへと進化していくことが予想される。ブラック・ホール同士やブラック・ホールと他の星との合体は重力波の源として重要な現象であり、20世紀末から建設が進められている観測装置による検出が期待されている。その波形に現れる準固有振動から、ブラック・ホールに関する多くの情報が得られるものと思われる。

　一方、星よりもずっと質量の小さいブラック・ホールでは、その質量エネルギーの放出による蒸発過程が重要になる。量子論によれば、真空状態においても種々の粒子や光の対生成と対消滅が繰り返されている。ブラック・ホールの近くでは、生成した粒子対が消滅する前に、一方の粒子は負エネルギーをもって地平面の内側に引き込まれ（質量エネルギーの損失）、他方の粒子は正エネルギーをもって遠方に放射される。膨張宇宙の初期には多数のミニ・ブラック・ホールが形成されるので、その蒸発によって放射されたγ(ガンマ)線が観測される可能性がある。ブラック・ホールの蒸発機構の発見は、温度とエントロピーをもつ熱的な物体という観点からブラック・ホールの熱力学的研究の発展を導くとともに、量子論と重力理論の整合性に関する重大な問題を提起することになった。

［冨松　彰］

活動的暗黒天体

ブラック・ホールは静かな暗黒天体ではなく、その周辺で非常に活発な天体現象を引き起こす。たとえば、ブラック・ホールと恒星が近接連星を形成している場合には、星からガスが流出して、ブラック・ホールの周りにガス円盤が形成される。このガス円盤は重力エネルギーをもらい、高温に加熱され、多量のX線を放射する。銀河系内では、太陽の数倍から20倍程度の質量をもつ見えない天体を主星とするX線星（伴星は低質量または大質量の恒星）がいくつも観測されており、それらは恒星質量のブラック・ホールの有力な候補天体となっている。

　一方、種々の銀河の中心核領域には、太陽質量の100万倍から10億倍にも達する大質量ブラック・ホールが存在しており、その活発な天体現象のエネルギー源の役割を果たしていると考えられている。大質量ブラック・ホールの周辺部にもガス円盤が形成されており、その内縁部からの放射と思われる蛍光X線の観測から、ブラック・ホールの重力を詳細に検証することが可能になろうとしている。恒星質量のブラック・ホールとは異なって、これらの大質量ブラック・ホールを形成する過程はよくわかっていない。爆発的星生成銀河の中の星団において、太陽の1000倍程度以上の質量をもつ中質量ブラック・ホールが発見されたという報告もなされているので、これをミッシングリンク（失われた鎖）とするような、恒星質量から大質量に至るブラック・ホールの成長の過程が解明されるかもしれない。

［冨松　彰］

『佐藤文隆・松田卓也著『相対論的宇宙論――ブラックホール・宇宙・超宇宙』（1974・講談社）』▽『ジョン・テイラー著、渡辺正訳『ブラック・ホール――宇宙の終焉』（1975・講談社）』▽『佐藤文隆、R・ルフィーニ著『ブラックホール――一般相体論と星の終末』（1976・中央公論社）』▽『冨松彰著『ブラックホールと時空』（1985・共立出版）』▽『松田卓也編『現代天文学講座10　宇宙とブラックホール』改訂版（1990・恒星社厚生閣）』▽『江里口良治著『時空のゆがみとブラックホール』（1992・培風館）』▽『クリフォード・A・ピックオーバー著、福江純訳『ブラックホールへようこそ！』（1996・三田出版会）』▽『キップ・S・ソーン著、塚原周信訳『ブラックホールと時空の歪み――アインシュタインのとんでもない遺産』（1997・白揚社）』▽『ヘザー・クーパー、ナイジェル・ヘンベスト著、ルチアーノ・コルベッラ画、出口修至訳『ブラックホール――宇宙最大の謎』（1997・三省堂）』▽『北本俊二著『X線でさぐるブラックホール――X線天文学入門』（1998・裳華房）』▽『メラニー・メルトン著、中村浩美訳『ブラックホールは宇宙を滅ぼすか？――知りたかった天文・宇宙101の疑問』（1998・東海大学出版会）』▽『バレット・オニール著、井川俊彦訳『カー・ブラックホールの幾何学』（2002・共立出版）』▽『スティーヴン・W・ホーキング著、林一訳『ホーキング、宇宙を語る――ビッグバンからブラックホールまで』（ハヤカワ文庫）』

[参照項目] | 宇宙 | X線天体 | エントロピー | 角運動量 | γ線天文学 | 銀河 | 恒星 | 重力収縮 | 重力波 | 重力レンズ | 縮退 | 相対性理論 | 中性子星 | 超新星 | 電子対生成 | 天体物理学 | 白色矮星 | 量子力学 | 量子論 | 連星

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改訂新版　世界大百科事典

ブラックホール
black hole

重力が強いため，自然界でもっとも速い光（秒速30万km）を含めていかなる物もそこから脱出することができない面が存在する天体。一般相対論ではこの面を〈事象の地平面〉と呼ぶ。ブラックホールを観測したとき，事象の地平面からは，光も電波もX線も出てこないので，まったく黒く見える。すなわち，宇宙の背景放射の中の黒い穴（ブラックホール）として見えることになる。

種類

事象の地平面から十分離れた遠方では，ブラックホールは，何も特異なことを起こさない。単に他の天体に重力を及ぼすだけである。つまりブラックホールを特徴づける第1の要素は，遠方での重力を決める重力質量である。原理的には，ブラックホールの質量はプランク質量（10万分の1g）以上であれば，いくらでもかまわない（これ以下では重力の量子論が必要となる）。しかし，現実的には，（1）太陽質量（2×10³³g）の10倍程度，（2）太陽質量の100万倍から1億倍くらいの超大質量ブラックホール，（3）10億tくらいのミニブラックホールの3種類くらいが考えられる。ブラックホールの質量に応じて，ブラックホールの大きさ，すなわち事象の地平面の面積が決まる。（1）では10km四方，（2）では1000万km四方から10億km四方，（3）では10兆分の1cm四方になる。

恒星からブラックホールへ

太陽質量の10倍程度のブラックホールは，恒星の進化の結果として生ずる。恒星は，水素を主成分とした星間ガスが，自己の重力で集まることによって誕生する。恒星は，生まれてからも収縮をつづけるが，中心の温度が1000万Kになったときに，水素が原子核融合反応を起こしてヘリウムの原子核になりはじめる。核融合に伴って解放された原子核の結合エネルギーによって，恒星は自分自身を支えそして輝く。水素がヘリウムに変わってしまうと，今度は1億Kの温度で，三つのヘリウムが核融合して炭素の原子核になる。このようなことが次々に起こって，最終的には，それ以上には核融合しないもっとも結合エネルギーの大きい鉄の原子核になる。鉄からはエネルギーを取り出せないので，恒星の中心部分は自分自身の重力のために収縮をはじめ，そして密度が上昇する。この段階で，電子は原子核に吸収されて，物質は中性子過剰になってくる。最終的には，中性子が互いに押しあいへしあいになるまで密度が上昇する。鉄からなる恒星の中心核の質量があまり大きくないときには，中性子間に働く強い斥力のために，収縮は反発に転じて，星の外層を吹きとばす。すなわち超新星爆発が起こり，後に太陽質量程度の高密度（10億t毎立方cm）の中性子星が残る。しかし，星の質量が十分大きくて太陽質量の10倍以上だと，外層は吹きとばされず反対に中心にある中性子星に向かって落下する。中性子星は，1939年にJ.R.オッペンハイマーらによって理論的に予言され，67年にA.ヒューイッシュらによって，電波を規則的に放出し続けるパルサーとして実在が確認されている天体である。中性子星の半径は10km程度であり，表面での重力は，地球上での重力の1000億倍にもなる。このような強い重力をもつ天体は，I.ニュートンによる重力理論では扱えず，A.アインシュタインによる一般相対性理論が必要になる。それによると，物質の音速が光速を超えてはならないという一般的な条件の下で，中性子星として存在しうる最大の質量は，太陽質量の3倍であることがわかっている。したがって，太陽質量の10倍以上の恒星は，最終的には，中性子星とはなり得ず，どこまでも収縮をし続けるしかない。その結果，ついには星の表面積が100km四方以下になると，星は事象の地平面の中に入ってしまい見えなくなる。つまり，ブラックホールができる。

　ブラックホールはまったく輝かないのだから，見つけることができないように一見思えるが，現実には，それが事象の地平面の外に及ぼす重力を知ることによってその存在を確認できる。われわれの銀河系にあるCygnus X-1と呼ばれる，はくちょう座のX線天体がその一つである。このX線源は，1000分の1秒という短い時間間隔で不規則に変化しているので，その大きさは，せいぜい光が1000分の1秒でいける距離，すなわち300kmになる。一方，このX線源は，9等星の超巨星と連星をなしていることが，光学望遠鏡による観測でわかった。この星のスペクトルを詳細に解析すると，この連星系の運動についての情報が得られた。地球が，太陽から1億5000万kmのところを1年で公転しているという，地球の運動についての知識から，ケプラーの第3法則によって太陽の質量がわかるのと同じようにして，この超巨星の運動についての知識から，X線源の質量は，太陽質量の少なくとも6倍以上であることがわかった。大きさが300km以下で，太陽質量の6倍以上である天体は，理論的にはブラックホールしかないことになる。同様の証拠によってブラックホールと考えざるを得ないX線源が，大マゼラン銀河に二つある。また，X線の変動が，はくちょう座のX線源によく似ているので，ブラックホールらしいと考えられているX線源が，私たちの銀河系に少なくとも二つある。

　ブラックホールのまわりでの粒子の運動は，太陽のまわりでの惑星の運動と比べて一つの大きな違いがある。もっとも内側の安定な円軌道（太陽質量の10倍のブラックホールでは半径90kmのところにある）というものが存在することである。これより外では，遠心力と重力がつりあった安定な円軌道が存在するが，これより内では安定な円軌道は存在せずに，粒子はブラックホールに吸い込まれる。はくちょう座X-1のような連星系では，超巨星から吹き出したガスが，まっすぐにはブラックホールに落ちずに，ブラックホールを取り巻く円板を形成する。ガスは粘性により徐々に小さい半径の円軌道に移っていき，半径が90km以下の円軌道になったときに，ブラックホールに吸い込まれて，二度と戻ってこない。ガスが半径90kmになるまでに，重力エネルギーが解放されて（その量は静止エネルギーの6%にも及ぶ），円板は数千万KとなりX線を放射する。つまり，ブラックホールからは光が出ないということと，ブラックホールのまわりのガスからX線が放射されることとは，矛盾しない。

超大質量のブラックホール

質量が太陽質量の100万倍から1億倍のブラックホールは活動的銀河中心核やクエーサーのモデルとして有力なものである。クエーサーは，渦状銀河の中心にあり，大きさが1光年以下にもかかわらず，1000億個の恒星からなる銀河系（大きさ10万光年）が出しているエネルギーの100倍以上のエネルギーを電波，赤外線，可視光そしてX線の形で放出している。1年に太陽質量程度のガスが，太陽質量の1億倍のブラックホールに，はくちょう座X-1に見られるようにして落下していくなら，上記の莫大なエネルギーを説明できる。これも，ブラックホールが，核エネルギー（静止質量の0.7%）より大きな6%以上のエネルギー変換率をもっているためである。いくつかの銀河の中心核にブラックホールが存在することを示唆する観測事実がある。今までのブラックホールは，恒星の進化，または銀河系の進化の結果できる。一方，太陽質量の1.4～3倍より小さいブラックホールは通常の重力崩壊ではできない。唯一の可能性は，宇宙初期の大きな密度ゆらぎによって生じた原始ブラックホールとしてである。しかし，原始ブラックホールが存在することを支持する観測事実はまだない。10億tくらいのミニブラックホールになると，大きさは10兆分の1cm四方の小ささになるので，もはや古典論のみでは扱えず，物質に対しては場の量子論を考慮する必要が出てくる。ホーキングS.Hawkingによると，10億t以下のブラックホールは，100億年（宇宙年齢）以内に，電磁波やニュートリノを放出して蒸発してしまう。この蒸発の過程を観測できれば，原始ブラックホールが確認できることになる。

時空構造

どのような質量にせよブラックホールは物質の重力崩壊の結果できる。物質のエネルギーは正であるというような物理的に妥当な条件の下で，重力崩壊により必然的に特異点が生ずることが示されている（特異点定理）。重力崩壊の過程は動的で複雑なものであるが，最終的には，定常な時空構造ができると考えられる。この最終時空構造はアインシュタイン方程式の軸対称定常解として得られる。球対称なシュワルツシルト解（1916），非回転で軸対称なワイル解（1917），回転しているカー解（1963），回転と歪みの入った冨松=佐藤解（1972）などが知られている。シュワルツシルト解は，カー解で回転がない場合である。上記の解のうち，カー解のみが，特異点が事象の地平面に囲まれているという構造をもつ。逆に，事象の地平面の外側に特異点が存在すること（裸の特異点と呼ばれる）を禁止すると（宇宙検閲仮定という），軸対称定常解は，カー解のみに限ることが示されている（唯一性定理）。特異点においては一般相対論は破綻（はたん）している。例えば潮汐力が無限大になっている。裸の特異点では，理論の破綻している点が見えるという矛盾をもっている。カー解では，特異点は見えないという構造をもっているので，事象の地平面の外側の現象を論ずる限り理論との矛盾はない。したがって，ブラックホールといえば，カー解を指すのが一般的である。カー解を特徴づける物理量は，質量と角運動量と電荷の三つである。重力崩壊する前の星はいろいろな性質をもっていたのにもかかわらず，ブラックホールになると，たった3本の毛（性質）しかもたないことになる（無毛定理）。

　物質が重力崩壊する過程では，重力波（時空の歪みが波動として伝わる）が放射される。ブラックホールができるときには，とくにブラックホールの準固有振動と呼ばれる重力波が励起される。これは，ちょうど寺の鐘の音のようなもので，鐘（ブラックホール）によって，音（重力波）の振動数と減衰率が違う。太陽質量の10倍のブラックホールの場合，振動数は1.2kHzで減衰時間は1000分の4秒である。この重力波を実際に測定しようという試みが，5tのアルミ棒またはレーザー干渉計を用いて世界で10以上のグループで試みられている。理論的には，重力崩壊の過程を大型コンピューターでシミュレートする数値的相対論が発展している。

　カーブラックホールでは，事象の地平面と無限赤方変位面が一致しない。このために，古典的には入射波より反射波のエネルギーが大きくなる超放射現象が起こる。量子論的には，クラインのパラドックス（ある種の強いポテンシャルのもとでは，正エネルギーの電子が負エネルギー状態へ遷移しうるという理論）と似た理由によって粒子の自然放出が起こり，回転エネルギーが失われる。シュワルツシルトブラックホールに対しては，不確定性原理に起因して光子の自発的放出がプランク分布で起こる。すなわち，ブラックホールは，質量に逆比例した温度の黒体放射をする。また，表面積に比例したエントロピーをもっているとみなしたブラックホールを含んだ系の熱力学も建設されている。
執筆者：中村 卓史

出典　株式会社平凡社「改訂新版　世界大百科事典」

百科事典マイペディア

ブラックホール

重力が強いため，光を含めいかなるものもそこから脱出できない面（〈事象の地平面〉と呼ぶ）が存在する天体。ブラックホールを観測したとき，光も電波もＸ線も出てこないので，宇宙の背景放射の中にまったくの黒い穴として見える。　ブラックホールを特徴づける第１の要素は重力質量で，現実的に考えられるものとしては，1.太陽の質量（２×10³³g）の10倍程度のブラックホール，2.太陽の質量の100万倍から１億倍程度の超大質量ブラックホール，3.10億t程度のミニブラックホールがあげられる。この質量に応じてブラックホールの大きさ，すなわち事象の地平面の面積も決まり，前記の場合はそれぞれ，10km四方，1000万〜10億km四方，10兆分の1cm四方程度になる。　太陽の質量の10倍程度のブラックホールは，恒星の進化の最終段階として生じる。恒星は内部の核融合反応で解放された結合エネルギーによって，重力による自身の収縮を支えている。核融合反応が進むと，最後には融合の燃料を使い果たし，中心部は鉄の原子核になる。この段階ではもはや恒星は自身を支えることはできず，重力のために収縮を始める。恒星の中心核の質量があまり大きくないときには，ある段階で収縮から反発に転じて星の外層が吹き飛ばされ（超新星爆発），中心には中性子星が残る。しかし恒星の質量が大きく，太陽の質量の10倍以上ある場合は，外層は吹き飛ばされることなく中心にある中性子星に向かって落下していく。すなわちどこまでも収縮を続けていくわけで，最終的にはブラックホールになる。はくちょう座で発見されたＸ線星はくちょう座X-1は，このようにして生じたブラックホールだと考えられている。　質量が太陽の質量の100万〜１億倍のブラックホールは活動銀河の中心核や恒星状天体（クエーサー）をなすものと考えられている。太陽の質量の1.4〜３倍以下の小さいブラックホールの場合は通常の重力崩壊では生まれず，宇宙初期の大きな密度のゆらぎによって生じたとしか考えられない。　ブラックホールの時空構造は，理論的にはアインシュタインの一般相対性理論の基礎方程式の軸対称定常解として得られる。これには，球対称なシュワルツシルト解，非回転で軸対称なワイル解，回転しているカー解，回転と歪みの入った冨松=佐藤解などがあるが，一般にはブラックホールと言えばカー解を指す。
→関連項目恒星状天体｜中性子星｜超新星｜電波銀河｜はくちょう（白鳥）座X-1｜ホワイトホール（宇宙）

出典　株式会社平凡社

ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典

ブラックホール
black hole

中性子星よりさらに密度の高い星で，中心からある距離内では光さえもその強大な重力を逃れられず，光学観測が不可能となった暗黒の天体。太陽の数十倍以上の星は原子核燃料を使い果すと中心部が冷却し，膨大な外層部の重さを内部からの圧力で支えきれず，重力収縮を始める。星の質量が十分大きいか収縮のエネルギーが非常に大きいと，星は中性子星の状態を通り越し，無限に重力崩壊してゆく。そのような天体のまわりの時空はきわめて強く湾曲し，光もいかなる物質も出てゆくことができず，周囲の物質は飲み込まれてしまう。脱出速度が光速に近い半径内部のどんな現象も外から観測できない。この半径は事象の地平線とか，1916年にその解を発見した K.シュワルツシルトにちなんでシュワルツシルト半径と呼ばれる。時空が極端に異状なため，ブラックホールに落込んだ物質はほぼ無限大の密度に圧縮され，個々の性質は不明となり，質量，電荷および角運動量だけが保持される。ブラックホールの大きさをシュワルツシルト半径により定義するなら，代表的なものは年齢，質量および角運動量に応じて 1kmから数十 km程度であると予想される。ブラックホールが普通の恒星と近接連星系を構成している場合のように，近くに流れ込む物質を供給する星があると，ブラックホールに落ちてゆく物質はシュワルツシルト半径に達して消滅する前に強く熱せられ，X線やγ線を発するようになる。このようなX線を放射していると考えられる天体にはくちょう座X-1という分光連星がある。ぎょしゃ座ε星，こと座β星，オリオン座 BM星などの食連星もその食変化の性格から伴星がブラックホールではないかと考えられている。

出典　ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典

知恵蔵

ブラックホール

物体が自分の重力を支える力が弱いと、自分の重力で収縮していく(重力崩壊)。重力崩壊が進行すると、一般相対論的効果で時間が遅れていき、ある時点で時間が止まり、光も停止する。これは、光速がその系からの脱出速度と同じになることを意味し、この物体からは何も放射されなくなり、ブラックホールとなる。例えば中性子星は、重力を中性子の縮退圧で支えている(中性子星)が、質量が太陽の1.4倍を超えると縮退圧でも支えきれなくなり、重力崩壊が起きてブラックホールへと進化する。活動銀河核の中心には太陽質量の100万〜10億倍の質量を持つ、超大質量ブラックホールが存在すると考えられる。

(二間瀬敏史 東北大学大学院理学研究科教授 ／ 2007年)

出典　(株)朝日新聞出版発行「知恵蔵」

デジタル大辞泉プラス

ブラックホール

《Black Hole》アメリカ、NFL加盟のアメフトチーム「オークランド・レイダース」の熱狂的ファンをさす。ホームスタジアムの主にエンドゾーン周辺に陣取り、過激な応援を行なうことで知られる。

出典　小学館

世界大百科事典（旧版）内のブラックホールの言及

【恒星状天体】より

…天体の大きさを考えるとふつうの星ではありえない。現在もっとも有力なモデルとして考えられているのは，太陽の10億倍程度の質量の超大ブラックホールが恒星状天体の中心にあって，星またはガスがこのブラックホールに引き付けられるときに解放される重力エネルギーが，電磁波もしくは粒子の加速に変換されるというものである。近距離の恒星状天体の写真を見ると，その周囲にぼんやりと星雲状のものが認められることがある。…

【相対性理論】より

…また数値解法の研究も進んでいる。(3)天体物理学における応用　この分野でもっとも注目を集めているのは，電波，あるいはX線天文学によってブラックホールと思われる天体が発見されていることであろう。ブラックホールとは，上に述べたシュワルツシルトの解が示す，極端に強い重力場がもつ奇妙な領域のことで，中性子星の重力崩壊によって実現されると考えられている。…

※「ブラックホール」について言及している用語解説の一部を掲載しています。

出典｜株式会社平凡社「世界大百科事典（旧版）」