2019/04に、巨大ブラックホールの映像の撮影に成功というニュースがありました。これについて少し関連する研究をしたことがありますので、その意義について簡単に解説をします。
観測された巨大ブラックホールは、乙女座銀河団の中にあるM８７と呼ばれる非常に質量の大きな楕円銀河の中心にあります。M８７は強力な電波を出す銀河として知られており、しかもその電波の強い領域は細長いビーム状になっています。これを電波ジェットと呼び、その放出源のところがこの銀河の中心にあり、そこに今回巨大ブラックホールの映像が撮影されたのです。この巨大ブラックホールの存在は以前から予測されていましたが、今回の観測が最も巨大ブラックホールの重力が強い領域についての観測であり、しかもその領域の大きさや形状についても今回の観測でおおよその情報を得ることができました。
銀河中心に巨大なブラックホールがある証拠は様々な銀河で見つかっていましたが、いずれも間接的なものでした。例えば、私たちの太陽が属している天の川銀河の中心には太陽の４００万倍もの巨大なブラックホールが存在している証拠があります。それは、銀河中心周辺０.１光年以内の星の位置の変化を２０年以上にわたってVLTという口径１０mの望遠鏡で精密に観測し、その星の位置変化から銀河中心に大変強い重力源がある証拠を見出しました。それを質量に換算すると太陽の４００万倍にもなるのです。この質量が銀河中心から０.３光年以内にあるのです。太陽のような星がこの半径内に密集している、あるいは、中性子星や太陽質量程度のブラックホールが多数集中している、という可能性もありますが、巨大なブラックホールによるものと考えるのが最も無理のないものです。しかし直接的な証拠ではありません。もし、ブラックホールであれば、半径１２００万kmもの巨大な「光を吸い込む穴」があると期待されます。この大きさはブラックホール半径と呼ばれるもので、ブラックホールの質量に比例し、１太陽質量のブラックホールがあると約３kmという大きさです。天の川銀河の中心までの距離が２.６x１０の１７乗kmもありますので、見かけの大きさはとても小さく、すばる望遠鏡などではとても観測できません。
そこで今回成功した方法が検討されてきました。これは電波干渉計と呼ばれるもので、非常に離れた距離に設置されている複数の電波望遠鏡を使って、同じ天体（電波源）を観測し、その電波が届く時間のズレからその天体の方向や天体の大きさや形を調べる装置です。電波干渉計が小さな天体を観測できる能力は「観測波長➗電波望遠鏡の間隔」に比例します。電波干渉計を使って小さな天体を観測しようとすると、電波望遠鏡の間隔を広げて、さらに使う波長を短くする必要があります。今のところ干渉計に使用できる電波望遠鏡は地上にあるものですから、その間隔の最大のものは地球の半径程度です。地球は１周で４万km。これに対して使用した電波の波長は1.3mmです。これまで電波干渉計で宇宙の観測に使われてきた波長よりもかなり小さな波長です。デジタル地上波や衛星放送に使われている電波よりもかなり短い波長のです。ですので、ものすごい精度の技術が必要であると想像することができます。実は電波望遠鏡の間の距離も使う波長よりも十分いい精度で正確に測る必要があり、また、電波が届く時間のズレも「波長➗光速」よりも十分小さな誤差で測定しなければいけません。すごい精度の時計が必要になります。こう考えると今回の観測の成功のためには、とても高度な技術が必要であることがわかります。
今回観測したのは、巨大な楕円銀河M８７の中心にある巨大なブラックホールです。このブラックホールの証拠は、巨大なブラックホールのそばを通リ抜けようとする光（電磁波）の進む方向をブラックホールの強い重力が曲げて地球に届かなくなった様子を観測したことです。重力によって光の進行方向が曲がることはかなり以前から観測されていますが、ブラックホールの半径（重力半径）と同程度のところを通る光を観測した例はこれまでありませんでした。ブラックホールの重力によって光がどのように曲がるのかは、アインシュタインの一般相対論を使って計算することができます。一般相対論の正しさは様々な実験や観測によって示されてきていますが、ブラックホールの重力半径近くという極端に強い重力については検証されていません。その意味では、一般相対論の検証という重要な意義があります。（途中です。退職しても研究をインドの留学生と続けているので、なかなかこの記事を更新するのに時間が取れません。）