天文学者は、超大質量ブラックホールの形成におけるミッシングリンクである最も近い超大質量ブラックホールを発見する

オメガ・ケンタウリ星団内で新しく発見された高速で動く星は、星団の中心にブラックホールが存在するという強力な証拠を提供する。 少なくとも太陽質量 8,200 倍の質量を持つこのホールは、天文学者が長い間存在すると考えてきたブラック ホールのクラス、つまり銀河進化の初期段階で形成された中間質量ブラック ホールの最良の候補です。

この発見は、オメガ・ケンタウリが数十億年前に天の川に飲み込まれた銀河の中心領域であるという仮説を補強するものです。 外側の星が取り除かれた銀河の中心は、それ以来ずっと「時間が止まった」ままになっています。 この研究は2008年に『Nature』誌に掲載された。 出版された 雑誌で 自然。

オメガ ケンタウリは、約 1,000 万個の星の驚くべき集合体であり、南緯からの夜空に小さな点として見えます。 小さな望遠鏡を通して見ると、この星団は他の球状星団と何ら変わりません。星が球形に集まったもので、中心に向かうにつれて密集しすぎて個々の星を区別することが不可能になります。

しかし今回、マックス・プランク天文学研究所のマクシミリアン・ハーバール率いる新しい研究により、天文学者たちがしばらく疑っていたこと、つまりオメガ・ケンタウリには中心ブラックホールが含まれていることが裏付けられた。

ブラックホールは、その恒星の親戚と巨大な星の間の「ミッシングリンク」であるように見えます。ブラックホールは進化の中間段階で立ち往生しており、銀河の中心にある典型的なブラックホールよりもかなり質量が小さいです。 オメガ・ケンタウリは、天の川に飲み込まれたときに進化が止まった、小さな別個の銀河の中心であるようです。

ブラックホール質量のコレクション

天文学では、ブラック ホールにはさまざまな質量範囲があります。 1 太陽質量から数十太陽質量までの質量を持つ恒星ブラック ホールは、数百万、さらには数十億太陽質量を持つ超大質量ブラック ホールと同様によく知られています。

銀河の進化に関する現在の状況では、最初の銀河には中心に中型のブラックホールがあったはずで、そのブラックホールは銀河が進化するにつれて時間の経過とともに成長し、（天の川銀河がそうであったように）より小さな銀河を飲み込むか、より大きな銀河と合体したであろう、と想定されています。

このような中型のブラックホールを見つけるのは非常に難しいことが知られています。 私たちの天の川銀河のような銀河は、はるか昔にこの中間段階を通過しており、現在ははるかに大きな中心ブラックホールを含んでいます。

小さいままの銀河 (「矮小銀河」) は、一般に観察することが困難です。 現在利用可能な技術では、中心部のブラックホールを明らかにする可能性のある中心領域を監視することは、非常に困難な課題となります。 有望な候補はありますが、これまでのところ、中質量ブラックホールは具体的に観測されていません。

時が止まった銀河（核）

ここにオメガ・ケンタウリ星の特異性があります。 別の銀河の中心が一度天の川と合体し、その過程で中心の星団を除いてすべてを失った場合、銀河の残りの中心とその中心のブラックホールは「時間が凍結」され、それ以上の合体は起こらないでしょう。中央のブラック ホールが成長する方法はありません。

ブラックホールは天の川銀河がオメガ・ケンタウリを飲み込んだときのサイズに維持され、初期の低質量ブラックホールとその後の超大質量ブラックホールの間のミッシングリンクを垣間見ることができる。

この仮説を検証するには、オメガ・ケンタウリの中心ブラックホールの存在を実際に検出する必要があるが、天文学者たちはこれまでのところ、その検出を確認することができていない。 星団内の星の動きの大規模モデルからの証拠はありましたが、この証拠にはほとんど疑問が残りませんでした。中心のブラックホールはまったく存在しなかった可能性があります。

アーカイブの干し草の山の中の針

マックス・プランク天文学研究所のグループリーダーであるナディーン・ノイマイヤー氏とユタ大学のアニル・セス氏は、2019年にオメガ・ケンタウリの形成史をより深く理解することを目的とした研究プロジェクトを計画したとき、彼らはこれが解決の機会であることに気づきました。銀河系の中心ブラックホールに関する問題は、きっぱりと解明される。もしも、オメガ・ケンタウリの中心にあるブラックホールの周りで予想される高速で移動する星を特定することができれば、これは決定的な証拠となると同時に、ブラックホールの質量を測定します。

この困難な研究プロセスは、マックス プランク天文学研究所の博士課程の学生であるマクシミリアン ハーバールの任務となりました。 ハーバール氏は、オメガ・ケンタウリ星団内の星の運動の大規模なカタログを作成する作業を主導し、星団の 500 枚以上のハッブル画像を研究することで 140 万個の星の速度を測定しました。 これらの画像のほとんどは、ハッブル観測装置の校正を目的として作成されたものであり、科学的使用を目的として作成されたものではありません。 しかし、オメガ ケンタウリの繰り返しの目撃により、それがチームの研究活動にとって完璧なデータセットであることが判明しました。

「高速の星を探してその動きを記録することは、干し草の山から針を探すようなものでした」とハベール氏は言います。 しかし結局のところ、ハーバーレはオメガ ケンタウリの恒星の運動に関する最も完全なカタログをまだ持っているだけではありません (別の記事で公開)。 彼は、アーカイブに保管していた干し草の山から 7 本の針を発見しました。それは、オメガ ケンタウリの中心の小さな領域にある 7 つの高速で移動する星です。

ブラックホールの発見

これらの高速で動く星が速いのは、近くに集中した質量があるためです。 単一の星の場合、その中心質量が大きいためなのか、それとも星が中心質量に近すぎるためなのか、あるいはその星が質量が見えずにただ直線を飛んでいるだけなのかを知ることは不可能です。

しかし、これらの恒星のうち、運動の速度と方向が異なる 7 つの星が存在することで、ハーバーレと彼の同僚はさまざまな影響を分離し、少なくとも 8,200 個の太陽の質量を持つオメガ ケンタウリの中心星団の存在を特定することができました。 これらの画像は、ブラック ホールで予想されるような、その中心塊の推定位置に目に見える物体を示していません。

より広範な分析により、ハーバーレは 7 つの高速星の速度を決定できるだけでなく、直径 3 光月 (画像では 3 秒角) の中心領域がオメガ ケンタウリ内にある位置を絞り込むこともできました。 。

さらに、この分析により、画像内の単一の高速星はおそらくオメガ ケンタウリ星に属さないという統計的な確信が得られました。 それは、オメガ・ケンタウリの中心の真後ろまたは前を偶然通過する星団外星である可能性さえあります。 一方、そのような7つの星の観測は単なる偶然であるはずがなく、ブラックホール以外の説明の余地はありません。

ついに中間質量ブラックホールが出現

「これまでの研究では、『では、高速度の星はどこにあるのか？』といった非常に重要な疑問が生じていました。今回、その疑問に対する答えが得られ、オメガ・ケンタウリの遠方に中質量ブラックホールが存在するという確証が得られました。」約18,000光年で、「これは超大質量ブラックホールの最も近い既知の例である」。

超大質量ブラックホールは、天の川銀河の中心の距離約2万7000光年に位置する。 この発見は、恒星オメガ・ケンタウリの中の中質量ブラックホールの存在をめぐる10年にわたる論争の解決を約束するだけでなく、一般的に中質量ブラックホールを検出するためのこれまでの最良の候補も提供する。

彼らの発見に基づいて、ノイマイヤー氏、ハーバーレ氏、および彼らの同僚たちは現在、オメガ ケンタウリのコアをより詳細に調査することを計画しています。 彼らは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使用して、地球に向かう星の高速運動、または地球から遠ざかる星の高速運動（視線速度）を測定する承認をすでに取得しており、将来の機器（ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡の GRAVITY+、超大型望遠鏡のMICADO）は、ハッブルよりも正確に星の位置を決定できます。

長期的な目標は、星がどのように加速するか、つまり軌道がどのように曲がるかを解明することです。 しかし、天の川の中心にあるブラックホール付近でのノーベル賞受賞の観測のように、これらの星を軌道全体に沿って追跡することは、将来の世代の天文学者のためのプロジェクトです。

オメガ ケンタウリのブラック ホールの質量が小さいということは、天の川銀河の時間スケールよりも 10 倍大きい、つまり 100 年以上の公転周期を意味します。