最終更新日: 2023 年 5 月 6 日

ブラックホールの影

画像の説明: ブラックホールは目に見えません。ミリメートル範囲 (波長 1.3 mm) で撮影されたこの画像の中心にある点です。 M87銀河のブラックホールを囲む暗い中央部分はブラックホールの影、つまり事象の地平線の球体です。オレンジと黄色の部分はブラックホールの周りを回転する電離ガスです。イオン化したガスからのより強い黄色の光は、相対論的ドップラー効果によるもので、私たちに向かって来る光が遠ざかる光よりも明るくなります。天体物理学者が、ブラックホールを思わせる、ぼやけて非対称なオレンジがかった黄色の光の単純な後光を発表したのは 2019 年 4 月のことでした。画像クレジット:EHT (イベントホライズンテレスコープ) 干渉計。

ブラックホールの環境は？

ブラックホール自体: 観測者に光線は届かない

ブラックホールは、私たちの理解に疑問を投げかける、魅力的で神秘的な天体物理学天体です。その質量は非常に大きく、その体積は非常に小さいので、それは時空の穴、おそらく点です。特異点について話します。これが、私たちがブラックホールを決して見ることがなく、その周りに現れ、ブラックホールを定義できるようにする現象だけを見る理由です。

事象の地平線:

ブラックホールの周囲の領域では、脱出速度は光の速度と等しくなります (Vech = c)。

脱出速度から、事象の地平線と呼ばれるこのゾーンの半径、V²ech = 2 GM/R を計算できます。

事象の地平線に相当するブラックホールの半径は、その質量 r = 2GM/c^2 (シュヴァルツシルト半径) に比例します。ここで、G は重力定数、M はブラックホールの質量、c は光の速度です。

たとえば、1 つの太陽質量のブラックホールの場合、半径 3 km が得られます。つまり、半径 696340 km の太陽のような球体がブラックホールになるには、3 km にわたって凝縮する必要があります。

ブラックホールの影:

ブラックホールの影は、アルバートアインシュタイン (1879 ～ 1955 年) の一般相対性理論によって予測された現象です。

ブラックホールは、その強い重力により、時空の中で周囲に形成される暗い球状の領域から光が漏れるのを防ぎます。この領域はブラックホールの影を表します。光はブラックホールの重力によって大きく偏向されるため、私たちには黒く見えるこの領域に閉じ込められたままになります。

この画像では、ブラックホールの影の長さは 1 光週間 (約 186 億 km) です。ブラックホールの影はブラックホールそのものではなく、その現れです。

「事象の地平線」と「ブラックホールの影」の違い：

事象の地平線とブラックホールの影は、2 つの異なる概念ですが、空間の同じ領域を表すため、密接に関連しています。

- 事象の地平線は、物質や放射線が逃げるのを防ぐのに十分な重力場が存在する時空領域の限界を示す架空の球面です。

- ブラックホールの影は、重力による光子の捕獲によって引き起こされる、画像内で観察される暗い領域です。これは物理的な体積を表すのではなく、背景や周回物質からの光線が観察者に届かない空の投影領域を表します。この影は、事象の地平線の外側にある「光子球」の近くを通過する光線によって形成されますが、ブラックホールに落ちるように偏向されます。

言い換えれば、ブラックホールの影の形成は、ブラックホールの周囲の光の曲げ効果によって引き起こされます。

ブラックホールの背後から来る光は、歪んだ時空の輪郭に従って曲げられます。非常に湾曲しているため、遠くの観察者に到達することができず、観察者の視野に暗い領域が生じます。

要約すると、ブラックホールの影は、空の画像に現れる暗い領域であり、観測者に光線が到達できない角度方向に対応します。これは事象の地平線の内側にある物理的構造に対応するものではなく、ブラックホールに近づきすぎた光子の重力捕獲によって生じます。この影は地平線をはるかに超えて広がり、その見かけのサイズは、「光子球」からブラックホールに向かって螺旋を描く臨界ヌル測地線によって決まります。