ブラックホールは1億年もの間“ゲップ”をしている

ブラックホールは、銀河の中心に潜む大食らいの巨大生物である。光でさえも逃れることができないことは、ほとんどの人が知っている。そのため、惑星、星、ガス雲など、単純な物質でできたものが近づきすぎると、破滅の道をたどることになる。

しかし、ブラックホールはそれを一度に食べたりはしない。ブラックホールは、子供のように食べ物をもてあそぶ。そして時々、光を吐き出す。

ブラックホールが銀河の中心だけでなく、銀河団の中心にある場合、これらのゲップやジェットは、銀河団の中心にある高温のガスから、ラジオバブルと呼ばれる巨大な空洞を切り開く。

天文学や天体物理学は、光に関わる学問だ。ブラックホールも含め、宇宙の遠くの天体について私たちが知っていることは、ほとんどすべて光の観測から得られている。(重力波は例外だ）

ブラックホールを観測するときに見える光は、ブラックホール自身からではなく、ブラックホール周辺の環境から来るものだ。ブラックホールは重力が強いので、近づくものは操り人形のようになり、ブラックホールが操り人形師となる。

全米科学財団のグリーンバンク望遠鏡（GBT）を利用した研究チームは、謎の電波泡を吐き出す超大質量ブラックホール（SMBH）を新たに調査した。

この研究は、「GBT/MUSTANG-2 9″ resolution imaging of the SZ effect in MS0735.6+7421」で、学術誌「Astronomy and Astrophysics」に掲載された。主著者は、この研究が行われた当時、ペンシルバニア大学の大学院生だった Jack Orlowski-Scherer氏だ。「これは、ブラックホールに餌を与えると、巨大なエネルギーを激しく吐き出すというものです。」と、彼はプレスリリースで述べている。

超大質量ブラックホールは、天の川銀河のような大きな銀河や、銀河団の中心にある銀河をはじめ、あらゆる巨大銀河の中に存在する。銀河団の中心は極限環境だ。そこでのプラズマは5000万度にもなる灼熱のものだ。

そのプラズマからX線が放射され、時間とともに熱を放散していく。プラズマが冷えて、星ができる。これは、ビッグバン後の宇宙の状況に似ている。冷えて初めて星ができる。

また、ブラックホールが周囲のガスを再加熱して、星ができないようにすることもある。これは「ブラックホール・フィードバック」と呼ばれ、ブラックホールの中心から熱せられた物質が噴射されることによって起こる。このジェットは非常に強力で、銀河団の中心にあるX線を出す高温のガスを押し流し、広大な電波のバブルを作り出す。

このように説明すると、その過程は簡単そうに聞こえるが、そうではない。これだけの量のガスを動かすには莫大なエネルギーが必要であり、宇宙物理学者はそのエネルギーがどこから来るのかを知りたがっているのだ。この研究では、研究者たちは、エネルギー源の手がかりを得るために、ラジオバブルを調べた。

グリーンバンク望遠鏡は、ウェストバージニア州にある世界最大級の電波望遠鏡だ。集光エリアの直径は100m。MUSTANG-2受信機は、複数のチャンネルで動作する連続体受信機と呼ばれるタイプのカメラである。

研究チームは、この装置を銀河団 MS0735 に向けた。この銀河団は約26億光年の距離にあり、その中心には巨大なブラックホールがあることが知られている。中心のブラックホールから出るジェットは、これまで記録された中で最も強力な活動銀河核の噴火の一つだ。この噴火は1億年以上続いており、数億回のガンマ線バーストに匹敵するエネルギーが放出されている。

「我々は、超巨大ブラックホールからこれまでに見られた最もエネルギーに満ちた噴出の一つを見ている。」と、主執筆者のOrlowski-Scherer氏は述べている。

ジェットがラジオバブルの原因である可能性が高いが、その仕組みは正確にはわかっていない。しかし、ジェットがどのように作用しているかは不明である。「ジェットがICM（クラスタ内媒質）の再加熱の主な原動力となっていますが、正確なメカニズムはまだわかっていません」と著者らは論文で説明している。「このジェットは、シンクロトロン放射によって追跡され、X線放射の空洞と一致する電波ローブで終端することが知られています。」

これらのジェットは、電波の泡を刻むもので、研究チームは、それがどのように展開されるかの手がかりを得るために、それらを研究した。

この領域は観測が難しいのだが、研究チームはMUSTANG-2のパワーを使ってバブルの中を覗き込みんだ。その際、スニャエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果と呼ばれる現象を利用した。SZ効果とは、宇宙マイクロ波背景(CMB)の微妙な歪みのことで、ビッグバンからのエコーと呼ばれることもある。これは、130億年以上前に宇宙が始まったときの放射線の名残りだ。SZ効果は、MUSTANG-2が感知できる90ギガヘルツでわずかな熱圧力として記録される。90GHzはミリ波帯で、この帯域の電波は波長が1〜10ミリメートルだからだ。

「MUSTANG-2の威力をもってすれば、これらの空洞の中を見ることができ、それらが何で満たされているのか、なぜ圧力で崩壊しないのかを正確に決定し始めることができます」とTony Mroczkowski氏は語った。Mroczkowski氏はヨーロッパ南天天文台の天文学者で、この新しい研究に参加している。

宇宙物理学者がこれらのラジオバブルを研究したのは、今回の研究が初めてではない。その結果、これらの気泡の内部の圧力は完全に熱的なものではないことがわかった。彼らは、相対論的粒子、宇宙線、乱流を原因として指摘し、さらに磁場からのわずかな寄与もあるとした。研究チームは論文の中で、「支持機構は大きく分けて、熱的なものと非熱的なものの2つに分けられます」と説明している。

しかし、今回の観測は、気泡の内部を高忠実に観測した、これまでで最も深いSZの観測である。SZ効果によって、熱圧力の原因を非熱圧力の原因や相対論的電子の原因と区別することができるので、これは重要なことだ。今回の研究結果は、空洞の原因について、熱的なものと非熱的なものを含めて、より微妙なニュアンスを示している。

共著者のTracy Clarke氏は、「低周波での電波のコアとローブを研究したときから、この星が興味深い星であることは分かっていましたが、今になってようやく全貌が見えてきました」と説明する。Clarke氏は、米国海軍研究所の天文学者であり、VLITEプロジェクト・サイエンティストとして、この星系の以前の電波研究を共同執筆している。

銀河団は、宇宙における構造形成の終着点であり、重要な存在だ。銀河団は、合体や降着によって絶えず成長している。理論や計算の結果、銀河団のエネルギーの一部はまだ熱化されていない、つまり乱流やバルク運動によるものであることがわかった。研究者たちは、星団の圧力支持のうち、どの程度が熱化されていないかを知りたいと考えている。それは、星団内の媒質中のガスがどのように平衡に達するかを理解するのに役立つからだ。これが「ビリアル化」と呼ばれるもので、これが星形成につながるのだ。

これらはすべて、星の形成を妨げるブラックホールのフィードバックという問題に関連している。GBT/MUSTANG-2の受信機を複数の周波数で使用した今回のような研究は、熱圧力と非熱圧力がどのように電波気泡を支えているかを明らかにすることで、この複雑な環境を解きほぐすきっかけとなる。乱流や磁場、さらには宇宙線がどのようにバブルを支えているのか、科学者たちはより明確な理解を求めているのだ。

「この研究は、銀河団の物理と、私たちの多くを悩ませてきた冷却流のフィードバック問題の理解を深めるのに役立つでしょう」とOrlowski-Scherer教授は付け加えた。

研究の要旨

背景：活動銀河核からの機械的フィードバックは、銀河団コアの冷却流と星形成を抑制する主要なフィードバック機構であると考えられている。特に、X線放出ガス中に空洞を形成することでそれが顕在化し、多くの銀河団で観測されている。しかし、この空洞を支えている圧力がどのようなものかは分かっていない。

目的：グリーンバンク望遠鏡(GBT)のMUSTANG-2装置を用いて、MS0735.6+7421という最も高エネルギーな活動銀河核アウトバーストを持つ中質量星団のX線空洞に伴う熱Suzyev-Zeldovich (SZ) 効果シグナルを測定することを目指す。これらの測定から、空洞を支える磁場や乱流などの非熱的圧力源や、相対論的、宇宙線的な成分がどの程度含まれているかを推測した。

方法：前処理勾配降下法を用いて、クラスタ、キャビティ、中心点光源のモデルをMUSTANG-2の信号の時間順データに直接当てはめた。このモデルを用いて、空洞の熱力学的状態を調べた。

結果：空洞に関連するSZ信号が、数十keVの熱プラズマの期待値よりも抑制されていることを示す。データと整合する抑制係数の最小値は約0.4であり、以前の研究で推測された値よりも低い。空洞を取り囲むコクーン衝撃の寄与を考慮すると、より大きな値が得られる可能性がある。

結論：圧力支持の半分がマックスウェル型の速度分布を持つ電子に由来する「熱的」シナリオでは、これらの電子の温度は2.5σ信頼度で約100keV以上でなければならないと結論づけた。あるいは、非熱的な運動量分布を持つ電子が圧力に寄与している可能性もあるが、既存のデータではこの2つのシナリオを区別することはできない。空洞を天球面に配置したベースラインモデルでは、空洞内部の熱SZシグナルの抑制はf=0.5となり、表面上は熱と非熱の圧力サポートが混在していることになる。この値は、熱的圧力と非熱的圧力が混在していることを意味する。視線方向のジオメトリの変化を考慮すると、より大きなf値（1まで、すなわちキャビティからの熱的SZ信号がない）もまだ可能である。

この記事は、EVAN GOUGH氏によって執筆され、Universe Todayに掲載されたものを、クリエイティブ・コモンズ・ライセンス（表示4.0 国際）に則り、翻訳・転載したものです。元記事はこちらからお読み頂けます。