4 中間質量ブラックホールの発見と新しいシナリオ

この状況を大きく変え、ブラックホール形成の研究を実証的なものにした、というにはまだ時期尚早であるだろうが、しかし少なくともそのような可能性を開いたのは日本の研究グループによるスターバースト銀河 M82 における中間質量ブラックホールの発見[5,7]である。以下では、筆者の個人的な視点から過去数年の動きを振り返りつつ、我々のシナリオについてまとめたい。

4.1 M82 のスーパーバブル

M82 銀河の中心部で変なことが起きている[5]と最初に聞いたのは、1999年の秋、天文学会の直前だった。野辺山宇宙電波観測所の奥村さんからのメールである。

というものであった。M82 は、大量の恒星が次々に生まれる「スターバースト (爆発的星生成) 現象」を起こしている。スーパーバブルとは、スターバーストの結果狭い領域で沢山の超新星爆発がほぼ同時に起こり、その結果一つ一つの超新星の周りにできる膨張するガスの球殻が合体し、巨大なバブルになって広がっていくものである。このような場合には起きる超新星はほとんど II型と呼ばれる大質量星の進化の最終段階で鉄のコアが重力崩壊するものだが、膨張エネルギーは II 型超新星

個分に達する莫大なものということであった。

大量の超新星が最近起きたということと、大質量ブラックホールの存在を素直に結びつけるには、超新星爆発のあとに残る中性子星、あるいは恒星質量ブラックホールが合体したと考えればいい[12]。奥村さんの質問は、「そういう合体は起こり得るか？」というものだった。

そのような中性子星や恒星質量ブラックホールの合体は、まさにリースの第二のシナリオであり、うまくいかないというのはすでに詳しく述べた通りである。しかし、実際にブラックホールはできているし、大量の超新星爆発も起こったわけである。その 2 つが全く無関係な現象というのもありそうにない。とすれば、数百個の中性子星を一気に集めるというのではないにしても、とにかく非常に若い星団のなかでブラックホールを作れないかという話になる。

4.2 合体不安定

実は、我々は 1998 年に、そういうことができるかもしれないという予測をしていた。大マゼラン星雲に R136 という名前で知られる極めて明るい天体がある。1990年代の高分解能での赤外線観測によってこれは実は非常に若い星団であるということが明らかになった。この星団では、半径 0.2パーセク程度と驚くほど狭い空間に

${\rm M_{\odot }}$ を超える星が詰め込まれている。

このような星団では、先に述べた熱力学的な緩和時間が非常に短く、

年程度になる。そのような極めて緩和時間が短い星団では、合体不安定と呼ばれるメカニズムで大質量星が形成される可能性がある。合体不安定とは、要するに重い星ほど実効的な衝突断面積が大きいので衝突して重くなったものはますます衝突しやすくなるというものである。特に緩和時間が短いと重い星は恒星系力学で力学的摩擦と呼ばれている効果により密度の高い星団の中心部に沈むので、衝突確率はさらに大きくなる。

力学的摩擦とはなにかを簡単に説明しておく。熱平衡ではエネルギー等分配が成り立つはずなので、重いものは周りの軽い星に比べて統計的には小さな速度をもつことになる。いいかえれば、重い星にはその速度を小さくするような抵抗力が働く。これが力学的摩擦である。自己重力系のなかではそれぞれの天体はそのエネルギーと角運動量に応じた軌道を回っているわけで、力学的摩擦によってエネルギーを失った星はより星団の中心近くを運動する軌道に移る、いいかえれば中心に沈んでいくことになる。このタイムスケールは重い星の質量に反比例する。

最初に合体不安定が提案された時には、球状星団の進化に適用され、そこでは影響が小さいという結論になった。しかし、 R136 のような極めて若く高密度な星団では事情が全く違う。我々は、 GRAPE-4 を使って R136 のモデル星団の進化を直接

体計算によってシミュレーションしてみた[9]。 GRAPE は、我々が 1988 年から開発を続けてきた多体シミュレーションのための専用計算機である [11,6]。 GRAPE-4 は 1995 年に完成し、マシン全体としては 1 Tflops と当時では世界最高の速度を実現した。

図1にシミュレーション結果を示す。

年程度の間に合体が繰り返し起こり、最初の数倍の質量の星ができていることがわかる。星団が若く、10 ${\rm M_{\odot }}$ を超えるような重い星も少数ではあるが存在し、緩和時間が短いためにそれらが超新星爆発を起こす前に星団中心に沈む。このために衝突確率が大きくなる。さらに、中心部でもっとも重い星同士が選択的に連星をつくり、連星ともう一つの星の近接遭遇で起きる共鳴状態を通して高い割合で重い星同士の物理的な衝突が起きる。

**図 1:** シミュレーションでの星団中心で最も重い星の質量の変化。横軸は 100 万年単位の時間、縦軸は ${\rm M_{\odot}}$ (太陽質量)単位の質量。実線は主系列星の間に質量放出がないとした場合の計算。それ以外の線は適当な質量放出を仮定した。どの場合でも合体によって星の質量は合体がなかった場合にくらべて大きくなるが、最終的な質量は質量放出モデルによってかなり変わる。ポーテギースツバート (Portegies Zwart) 博士提供。
$\begin{figure}\begin{center} \leavevmode \psfig{figure=paperIIIfig2mod.ps,width=13cm,angle=-90}\end{center}\end{figure}$

この計算では 200 ${\rm M_{\odot }}$ 程度で止まっているが、これは基本的には初期の星団が小さく、重い星を使いつくしたためである。星団が大きければもっと大きな星まで成長できる可能性がある。さらに、ある程度大きなブラックホールができれば、それが周りの重い星と合体して成長する。

が、99年秋に聞いた話では、スターバーストをおこしている領域は 100 パーセク程度とかなり広く、星の総質量も

${\rm M_{\odot }}$ 以上と大きかった。ここまで大きいと、緩和時間が非常に長くなってしまい合体不安定は起きない。というわけで、ちょっとこれではうまくいかないのでは、、、ということでその後しばらくこの話は忘れていた。

4.3 チャンドラとすばる

次は2000 年の秋の学会になる。ここでは、松本さん、鶴さんのX 線天文衛星チャンドラによる観測結果、さらに岩室さんたちによるすばる望遠鏡による赤外線観測の結果が発表された(図4および 5)。これらは我々にはまさに衝撃的なものであった。

**図 2:** チャンドラによるM82 中心部の写真。左は1999年 10 月、右は2000 年1月。緑の十字は銀河系の力学的な中心を示す。複数の明るい X 線源が銀河中心からはずれたところにあり、それらの明るさは大きな変動を示している。京都大学松本浩典助手・鶴剛助教授提供。
$\begin{figure}\begin{center} \leavevmode \epsfxsize 13 cm \epsffile{m82-chandra.ps}\end{center}\end{figure}$

**図 3:** すばる IRCS によるM82 中心部の写真。黒丸は星団候補、白丸はチャンドラによる X 線観測で見つかった明るい点源の位置を示す。緑の十字は力学的中心である。中間質量ブラックホールやその他のブラックホール候補が、いずれも明るい星団に重なって存在している。京都大学岩室史英助教授提供。
$\begin{figure}\begin{center} \leavevmode \epsfxsize 13 cm \epsffile{M82IRCS.ps}\end{center}\end{figure}$

まず、 X 線源は 1 つではなく、 10 個近くが見つかった。が、どれ一つとして銀河中心ぴったりにはなく、 100 パーセク以上はずれていた。そのなかでもっとも明るいものは $10^{41}{\rm erg/s}$ に及ぶ明るさをもち、これはエディントン光度で光っているとして 700 ${\rm M_{\odot }}$ に当たる。

もちろんあすかでの観測でも、時間変動等からブラックホールであることは確実だったし銀河の中心からずれていたと言われるとその通りだが、やはり空間分解能で 2 桁違うチャンドラで点源に見えると説得力が違う。さらに重要なことは、赤外での観測結果で多数の若い星団候補が見つかり、 X 線源の多くは星団候補と重なっていたということである。

これは、まさに我々が想像した(が、それ以上追求しなかった)、「高密度星団の中での大質量星同士の合体からブラックホールの形成へ」というシナリオが現実になったということではないだろうか？

実際に星団の中に中間質量ブラックホールがあるということになると、これは銀河中心のブラックホールの理解に直接影響を与える。 1000 ${\rm M_{\odot }}$ 程度のブラックホールが孤立して銀河の中を運動していると、力学的摩擦の時間スケールは非常に長い。従って、これは銀河中心に沈んだりはしない。ところが、ブラックホールが

${\rm M_{\odot }}$ 程度の星団の中にあるとなると、星団全体が力学的摩擦を受けることになるのでタイムスケールが 3 桁短くなり、

年程度と短い時間で星団が銀河系中心まで落ちていける。落ちていく途中で段々潮汐場が強くなって星団は削られていくが、タイムスケールには質量よりも銀河中心までの距離のほうが強く効くので、星団は小さくなりながらもどんどん沈んで、最終的にはブラックホールを中心に運んで自分は壊れてしまう。

M82のスターバーストは約

年前の M81 との近接遭遇が引き金になって始まったと考えられており、かなり長期間にわたって続いている。従って、今までに数百の星団が出来たと考えて無理はない。それらの1割でも中間質量ブラックホールをつくることが出来たら、数十のブラックホールが銀河中心に落ちることになる。これらが合体すれば、 $10^6 {\rm M_{\odot}}$ 程度の大質量ブラックホールになる。

ブラックホールが合体するかどうかが問題だが、これについてはかなり違う文脈ではあるが既に詳細なシミュレーション[4]を行っていて、ブラックホールの質量が $10^6 {\rm M_{\odot}}$ 程度より小さい場合にはうまく合体しそうであるとわかっていた。つまり、これで

${\rm M_{\odot }}$ から

程度の、我々の銀河にあるようなブラックホールはつくれそうである。

学会で鶴さんたちの発表を聞いてから1ヶ月ほどの間に、戎崎さん、船渡さんと上のようなシナリオを基本的にはまとめた。その後はとりあえずレター論文をということで書き始めた。誰に共著者に入ってもらうかでいろいろ議論があり、また共著者がみな忙しい人ばかりでなかなか作業が進まなかったが、なんとか 5 月の始めには投稿するところまでこぎつけた。その後雑誌を変えるとかいろいろあったが、10 月の初めにはアクセプトされた [1]。

4.4 我々のシナリオの位置付け

大質量ブラックホールの形成シナリオというのは、観測に近い理論の領域ではガンマ線バーストのモデルと並んで多数の提案があり、どれもこれも本当とは思えないという分野である。そういう意味では我々のシナリオも単に多数あるシナリオに「もうひとつ」付け加わったにすぎないというのが普通に考えたところの(少なくとも現時点では)評価であろう。

しかし、意外なことに、国内、国外の両方で思いの他大きな反響があった。この原稿のような解説記事の他、招待講演やコロキアムの依頼もいろいろあり、それなりに「本当かもしれない」と思ってもらえているようである。我々自身はもちろん我々が提案したシナリオはこれまでの多数の提案に比べて以下のような本質的な利点をもつ決定的なものと考えている。

これはもちろん我々が偉いわけではなく、新しい観測事実がでてきたことが大きい。従来は、中間質量ブラックホールがどのようなものでどこにあるかということが全く知られていなかったために、現実的なシナリオを組み立てるにはあまりに大きなギャップがあったのである。