ザブラックホール重力場が非常に強いため、星、惑星、物質、エネルギー、さらには光さえも、あらゆる形態の物質や放射線が逃げるのを妨げる巨大な物体です。 ブラックホールは一般相対性理論によって説明されます。 死んだ星の中心核が中性子星になるには大きすぎると、この神秘的な天体、ブラックホールが形成されるまで容赦なく収縮します。
恒星ブラックホールの質量は、数太陽質量から数十億太陽質量までの範囲に及びます。 これらは、大質量星の残骸が重力崩壊した後に誕生します。 18世紀にすでに暗黒星の存在を予言していた英国の物理学者、天文学者、地質学者がいた。ジョン・ミシェル（1724-1793）。 彼はメモの中で、星が大きくなりすぎると、重力の影響で光を引き寄せると書いています。しかし、彼の計算では、1立方センチメートルあたり180億トンに相当する星の密度が得られるため、これは存在できないと彼は結論づけています。
NGC 1277 は、地球から約 2 億 2,000 万光年離れたペルセウス星団にあるレンズ状銀河です。 1875年にアイルランドの天文学者によって発見されたローレンス・パーソンズ(1840-1908)、この銀河は、2012 年にその例外的に巨大な中心ブラック ホールが発見されて以来、特権的な研究対象となっています。 このユニークなシステムは、銀河形成の標準モデルに挑戦し、天体物理学者に銀河の進化を支配する極端なプロセスへのユニークな窓を提供します。
NGC 1277 の中心にある超大質量ブラックホールは、驚くべき特性を示します。
NGC 1277 での超大質量ブラックホールの発見の天体物理学的意味は深く、銀河天体物理学のいくつかのパラダイムに挑戦します。
標準モデルでは、銀河とその中心ブラック ホールは一緒に進化します。ブラック ホールの質量は、星の速度分散 (M-σ 関係)、バルジの質量、さらには回転楕円体の光度など、銀河の全体的な特性と相関しています。 しかし、NGC 1277 では、ブラックホールは恒星の質量の約 14% を占めますが、通常は約 0.1% ～ 0.5% です。この大きな不一致は、次のことを示唆しています。
いくつかのモデルは、NGC 1277 のような銀河のブラック ホールが、銀河形成の最初の段階の非常に早い時期 (z > 2) で、急速な成長 (持続的な準エディントン降着、急速な合体など) に有利な非常に高密度な環境で形成されたであろうと示唆しています。 したがって、NGC 1277 には、それ以来比較的活動が活発ではないクエーサー時代の化石ブラックホールが存在する可能性があります。
NGC 1277 はコンパクトなレンズ状銀河で、星形成が非常に活発ではなく、古い恒星集団 (> 10 Gyr) とガスがほとんどありません。これにより、それは遺存銀河になります。
NGC 1277 のような他のコンパクトな古代銀河にも不均衡なブラック ホールが存在する場合、次のようになります。
NGC 1277 のブラックホールの極限質量 (最大 1.7×10¹⁰ M)☉）これは、強い領域で一般相対性理論をテストするための候補になります。
このシステムの研究は、いくつかの補完的な技術に基づいています。
| テクニカル | 楽器 | 主な結果 |
|---|---|---|
| 積分場分光法 | HET (ホビー・エバリー望遠鏡) | 恒星の速度分散 |
| 高解像度測光 | ハッブル宇宙望遠鏡 | 中心輝度プロファイル |
| 気体運動学 | アルマ望遠鏡 | 星間物質のダイナミクス |
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天の川銀河の中心領域
ブラックホールの最初の画像