交流

銀河と共に進化する超大質量ブラックホール
谷口義明
愛媛大学宇宙進化研究センター
tani@cosmos.ehime-u.ac.jp

私たちは銀河系（天の川銀河）という銀は超大質量ブラックホールはないのだろう

河に住んでいる．銀河系には約 2,000 億個

か？

もの星があり，その大きさは 10 万光年にの研究によって，ほとんどすべての銀河のも及ぶ（1 光年は光が 1 年間に進む距離で，中心には超大質量ブラックホールが存在す

約 10 兆 km）．宇宙には銀河系のような銀ることが明らかになってきたのである．そ河が 1,000 億個程度あると考えられている．

の結果，驚くべきことがわかった．超大質銀河には渦巻構造を持つ円盤銀河と回転楕

量ブラックホールの質量は銀河の回転楕円円体構造を持つ楕円銀河（天球面に投影し体成分（スフェロイド：円盤銀河の場合はて観測すると見かけ上が楕円に見えるため

バルジと呼ばれる構造であり，楕円銀河の楕円銀河と呼ばれる）がある．円盤銀河の場合は銀河本体）の質量と非常に良い比例円盤はもちろん回転運動をしている．楕円関係を示すことである．両者のサイズは約銀河の構造は星々のランダム運動（速度分

10 桁も異なっているので，なぜこのよう散）でサポートされている場合が多いが，な驚くべき関係があるのか大きな問題とし少なからず回転運動もしている．角運動量てクローズアップされたのである．なぜなを持たない銀河はないということである．

ら，この事実は，ブラックホールが銀河と回転している銀河には中心があり，その場共に進化してきたことを意味するからだ．

所は銀河中心核と呼ばれる．確かに銀河のブラックホールの重力圏は銀河のスケール写真を見てみると，銀河の中心部は明るい．

に比べれば極端に小さいので，共進化はブ

そこには星の集団があるのだろうと考えら

ラックホールと銀河とがお互いに何らかのれていたが，どうもそうではないケースがフィードバックを与えつつ進化してきたこあることがわかった．1960 年代のことでとを意味する．さらに，最近では，宇宙のある．

年齢がわずか 8 億歳の頃に，太陽質量の 10―Keywords―

答えはノーである．最近の 10 数年

超大質量ブラックホール：
太陽質量の 100 万倍から数 10億倍の質量を持つブラックホールのことで，銀河の中心核に存在している．ちなみに，太陽質量の 1 億倍の質量を持つブラックホールの半径は 3
億 km でしかない．典型的な銀河の大きさは数万光年（〜1018 km）な の で，銀 河 は超大質量ブラックホールに比べて約 10 桁も大きい．
質量降着と活動銀河（中心）核：
銀河中心核のうち，電磁波やジェットとして莫大なエネル
ギーを放出しているものを活動銀河（中心）核と呼ぶ．最も明るいクラスの活動銀河核はクェーサーと呼ばれ，それらの光度は太陽光度の 1 兆倍を超える．この莫大なエネル
ギーの起源は超大質量ブラックホールにガスや星などが落ち込むこと（質量降着）によると考えられている．

銀河の中には，中心部が異様に明るく輝

億倍を超える超大質量ブラックホールが既いているものがあり，それらは活動銀河中に形成されていることが発見され，その起心核と呼ばれる．これらの中心核から放射源も謎となっている．このような超大質量されるエネルギー量は星の集団では説明でブラックホールを短期間で作るには，種ときない．そのため，超大質量ブラックホー

なるブラックホールの形成のみならず，どルによる重力発電が有力なエネルギー源でのような物理過程でブラックホールが大質あると考えられるようになった．つまり，量を獲得していくのかは不明のままである．

銀河中心核にある超大質量ブラックホール

銀河衝突などのトリガーの要素も取り入れに星やガスが降着し（質量降着と呼ばれた研究が行われている．本稿では，観測的る），そのときに解放される重力エネルギ

な進展も合わせて，超大質量ブラックホーーを電磁波に変換して明るく輝いているとルと銀河の共進化についての現状を解説し，いうアイデアである．では，活動銀河核を今後の研究の展望について言及する．

持つ銀河は特別で，普通の銀河の中心核に

744©2014 日本物理学会

電波ジェットを有する活動銀河核の代表例の一つ，ケンタ
ウルス A．赤い色は電波（サブミリ波），青い色は X 線で
得 ら れ た イ メ ー ジ．
（NASA,CXO）

日本物理学会誌

Vol. 69, No. 11, 2014

1.

はじめに

1963 年，それまで知られていなかった奇妙な天体が見つかった．その天体の名前は 3C 273．のちに，クェーサ
ーと呼ばれることになる天体である．1, 2）
イギリスのケンブリッジで行われていた電波サーベイは多数の電波源が宇宙にあることを示した．しかし，大半は天の川銀河（銀河系）の中にある星だと思われていた．その常識を覆したのが 3C 273 であった．距離は 16 億光年．当時としては記録的に遠い天体の発見である．問題はその光度だった．計算すると，普通の銀河の 100 倍も明るい．しかも，銀河本体は見えない．いったい何が光っているのか？
いち早く指摘されたアイデアはブラックホールによる重力発電である．なんと，3C 273 発見の翌年，1964 年に複数の研究者らが言い出したことだ．ブラックホール周辺にあるガスや星がブラックホールに落ち込んでいくと，重力図 1 超大質量ブラックホールと銀河バルジの間に見られる質量相関の概略図．銀河の回転楕円体成分（円盤銀河のバルジから楕円銀河）の質量が大きくなると，超大質量ブラックホールの質量も大きくなる．この関係は超大質量ブラックホールの質量に関してみると 106 M◉ から 109 M◉ までの 3桁に及んで観測されている．
（NASA/ESA/STScI）

エネルギーが解放される．それを何らかのメカニズムで電磁波やジェットのエネルギーにすればよい．このブラック

め，ほとんどの銀河の中心には超大質量ブラックホールがホール・エンジンは星の内部で起こっている熱核融合より，あるということがわかってきたからだ．しかも，新たな謎

遥かに効率がよい．水素原子核からヘリウム原子核への熱が浮かび上がってきた．銀河の中心にある超大質量ブラッ

核融合におけるエネルギー効率は 0.7% でしかない．とこ

クホールの質量と銀河のバルジ（円盤状ではなく回転楕円ろが，ブラックホール・エンジンの効率は 10% にもなるの体構造をしている成分で，楕円銀河の場合は銀河全体に相3）だ．これなら銀河の 100 倍以上明るい光度を説明できる．

4, 5）
当する）の質量が相関しているというのだ（図 1）．
太陽

しかし，問題はブラックホールの質量である．観測されの 1 億倍の質量（108 M◉）を持つブラックホールの半径はた光度を説明するには太陽質量（2×1030 kg，以下では M◉

3 億 km でしかない（光年の単位で表すと，0.00003 光年：1の記号で表す）の数億倍は必要になる．そんな大質量のブ

光年は約 10 兆 km）．一方，バルジや銀河の大きさは数万光

ラックホールが宇宙にあるのだろうか？

しかし，天文学年なので，サイズの比にすると 10 桁近い差があることに者らはすぐにこのアイデアを受け入れた．近傍の銀河の中気がつく．こんなにスケールの異なる成分の質量がどうし心核にも質量の大きなブラックホールがあることがわかって相関するのか？

たためである．かくして，これらのブラックホールは超大ていない．

残念ながら，その答えはまだ見つかっ

質量ブラックホール（SuperMassive Black Hole, SMBH）と呼ばれるようになった．
その後の研究でわかったことは，銀河の中心には超大質

2.

ブラックホール

前節で本稿のストーリーの概要を説明させて頂いたが，量ブラックホールを擁しているものがあり，重力発電で強このあと，もう少し詳しく全体を見ていくことにしよう．

烈な電磁波やジェットを放出しているということだ．これ

まずは，ブラックホールである．

ら は 総 称 し て 活 動 銀 河 中 心 核（Active Galactic Nucleus,

ブラックホールは物理学や天文学の研究者のみならず，AGN; 以下では活動銀河核と略記） と呼ばれる．3C 273

一般の方々も知っている数少ない物理用語かも知れない．

などのクェーサーは最も明るいクラスに分類される活動銀

なぜか．それは，ブラックホールという言葉に危険な香り河核であると理解されるようになった（太陽光度の 1 兆倍がするからだろう．そもそも，直訳すれば 黒い穴 である．

以上の光度を持つ活動銀河核）．

誰しも，そんな穴に落ちたいとは思わない．私もそう思う．

しかし，物語はここで終わらない．活動銀河核には超大

中国語では 黒洞 だが，これも怖そうだ．

質量ブラックホールがある．これは良しとしよう．では，地球の質量は 6×1024 kg である．この地球をピンポン球

活動性を示さない銀河の中心核には超大質量ブラックホー（直径 4 cm）の半分ぐらいの領域に詰め込んだとしよう．

ルはあるのだろうか？

活動銀河核

すると，表面での重力はあまりにも強く，光（電磁波）すの研究が始められた当時は，活動銀河核は特別で，その銀ら出てこられなくなる．電磁波が出てこられないのなら，河の中心に超大質量ブラックホールがあると思われていた．

色は黒だ．まさにブラックホールである．表面は 事象のなにしろ，超大質量ブラックホールがどのようにして生ま地平面 と呼ばれる．もちろん，地球が重力崩壊して，ブれたのかもわからない．銀河の中心に遍く超大質量ブラッラックホールになることはない．あくまでも，たとえ話のクホールがあると考える根拠もなかった．

世界のことである．

ないのではないか？

ところが事態は大きく変化した．私たちの住む銀河も含交流銀河と共に進化する超大質量ブラックホール

ブラックホールが存在するかもしれない．そう思われた
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のは，18 世紀に遡る．ニュートン力学の範疇で，フランス

桁暗いものの，可視光のスペクトルの性質がほとんど同じのピエール・シモン・ラプラスとイギリスのジョン・ミッ

である．つまり，セイファート銀河はクェーサーをスケー

チェルは質量の大きな密度の高い天体があれば，そこからルダウンしたものであるとしてよい．要求されるブラック

光は脱出できないのではないかと考えていた．しかし，現ホールの質量は 106 7 M◉ ．立派な超大質量ブラックホール

代的な意味でのブラックホールはアインシュタインの一般である．近傍宇宙の銀河を調べてみると，約 5% がセイフ

相対性理論が必要になる．アインシュタイン方程式を使っ

ァート銀河として観測される．つまり，近傍銀河の約 5%て，ブラックホールの存在を指摘したのは，ドイツのカー

は太陽の数百万倍もの質量を持つ超大質量ブラックホール

ル・シュバルツシルドだった．球対称，自転はしていない，を銀河の中心に備えているということだ．

‒

そして真空．最も簡単な状況設定で，ブラックホールのシュ
バルツシルド解が導き出されたのである．1916 年のことだ．

ところで，活動銀河核のエネルギー源は本当に超大質量
ブラックホールに由来するのだろうか？

ガスが球対称的

その後，いくつかのブラックホール解が見つかったものにブラックホールに降着していき，そのエネルギーに見合の，ブラックホールが本当に存在するかどうかは，また別う放射がブラックホール周辺から放射されているとしよう．

の問題だった．天体起源のブラックホールが議論され始めそのとき期待される放射光度はガスの降着率に比例するが，たのは，1930 年代が終わりを迎えようとしていた頃だ．

降着率が高くなりすぎると，放射圧によって降着が止まる

大質量星（太陽の数十倍の質量を持つ星）が死を迎えるとことになる．このときの放射光度はエディントン光度

超新星爆発を起こす．そのとき，星の中心領域（コアと呼（LEdd）と呼ばれ，ばれる部分）は重力崩壊していくことが予想される．中性

LEdd＝1.3×1038（MBH /M◉）erg s−1子の縮退圧で崩壊をまぬがれることができれば中性子星になる．しかし，まぬがれない場合，重力崩壊は進み，ブラッで与えられる．ここで，MBH はブラックホールの質量であクホールになる．アメリカのロバート・オッペンハイマー

る．ブラックホールの質量が 108 M◉ の場合，エディントらが考えたシナリオだ．

ン光度は 1046 erg s−1 になり，観測されるクェーサーの光しかし，所詮，星の世界の中での出来事である．ブラッ

度を説明できる．仮に，エディントン光度の 10% の効率

クホールの質量は太陽の数倍から 10 倍程度でしかない．

で電磁波のエネルギーに変換すると，要求されるブラック

銀河中心核にある超大質量ブラックホールとは，まったくホールの質量は 109 M◉ になる．星内部の熱核融合でクェ

スケールが違う．宇宙にブラックホールはあるかもしれな

ーサーの光度を説明するのは困難なので，ブラックホール

い．確かに，そう思われた時代であった．しかし，超大質・エンジンが都合よい．

量ブラックホールの存在まで予想されることはなかった．

じつは，星の集団では説明がつかないことがある．それ

やはり，クェーサーの発見を待たなければならなかったのは，すべての活動銀河核は光度の時間変動を示し，そのタである．

イムスケールが数日から数ヶ月と短い．つまり，放射領域

ところで，ブラックホールという言葉はいつから使われたのだろうか？

のサイズは数日から数ヶ月の時間で変動できる程度である

歴史を紐解くと，意外に新しいことがわことを意味する．仮に変動のタイムスケールが 10 日だとかる．シュバルツシルドやオッペンハイマーが活躍した時

すると，光が 10 日の間に進む距離（1 光日）は 1016 cm のオ代のことではない．時は流れ，1967 年．アメリカのジョーダーである．したがって，エンジンのサイズはこれ以下

ン・ホイーラーが名付け親だとされている．なんと，クェー
サー発見（1963 年）の後だったのである．*1

であることが要請される．109 M◉ の質量を持つブラック
ホールのサイズは 1014 cm のオーダーなので，まったく問題ない．ところが，太陽光度の 1 兆倍の明るさを星で説明す

3.

活動銀河核と超大質量ブラックホール

る場合，困ったことが起こる．そんな狭い領域に 1 兆個もクェーサーは遠方の宇宙で，より多く観測されるが（最の太陽を詰め込むことはできないからだ．やはり，ブラックも遠いクェーサーまでの距離は 129 億光年），近傍の宇宙

ホール・エンジンを採用するのが，最も自然な道になる．3）にも活動銀河核はある．最初に系統的な研究を行ったカー
ル・セイファートに因み，セイファート銀河と呼ばれている．セイファートが論文を公表したのはクェーサー発見の

4.

普通の銀河核と超大質量ブラックホール

では，なぜ活動銀河核を有する銀河の中心には超大質量6）20 年前，1943 年に遡る．
当時はあまり注目を集めなかっブラックホールがあるのか？

たが，クェーサーが発見されると，セイファート銀河の重心には，超大質量ブラックホールはないのだろうか？

要性が見直された．光度はクェーサーに比べて一桁から二し，すべての銀河の中心核に超大質量ブラックホールがあ

るなら，なぜわずか数 % の銀河だけ活動性を示すのか？

*1 それ以前は，星が重力崩壊してできるという意味で collapser という用語や，ブラックホールに落ちていく人を外から見ると，事象の地
平面で時間が止まるように見えるという意味で frozen star という用語が使われていた．また，dark star という用語も使われたが，現在ではdark star がダークマターでできた星のことを意味する（脚注 4 を参照）．

746©2014 日本物理学会

活動性を示さない銀河の中も次々と疑問が湧いてくるだろう．このような状況の時，最もよい研究方法は虚心坦懐に多数の銀河の中心領域の性質を調べることだ．活動銀河核の有無にとらわれず，多数の
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Vol. 69, No. 11, 2014

銀河を調べると全体像が見えてくる可能性がある．
80 年代になるとこのような研究が行われるようになり，
意外なことがわかってきた．セイファート銀河ほどではな
いが，弱い活動性を示す銀河核がたくさんあることがわかったのである．それらはライナー（低電離銀河中心核輝線領域の略称）と呼ばれるようになったが，なんと銀河の50% 以上がライナーと分類される事態になった．もしライナーの起源が超大質量ブラックホールによる重力発電なら，ほとんどすべての銀河の中心核には超大質量ブラックホー
ルがあることになる．7, 8）
もう一つの研究手法は，活動性を示さない銀河の中心核

図 2 銀河系の中心核（Sgr A*）の周りの星々の公転運動を 16 年間かけてモニター観測した結果．一番右のパネルは S2 という名前の星の公転軌道．
（S.
Gillessen, et al.: Astrophys. J. 692（2009）1075）（図は ESO 提供のものを組み合わせて作成）

を詳しく調べてみることだ．その研究に最適な銀河はアン
ドロメダ銀河である．銀河系から 250 万光年離れているが，まさに隣人のような銀河なので，中心領域の詳細研究が可能になる．アンドロメダ銀河は活動性を示さないが，銀河
中心領域の星の運動から，超大質量ブラックホールがある
可能性が高いことがわかった．推定された質量は 1.4×108
M◉ である．なんと，セイファート銀河の中心核にある超大質量ブラックホールより一桁も重い．5, 9） つまり，中心
核の活動性の有無は超大質量ブラックホールの質量に依存しているわけではないということだ．
活動性を示さない銀河といえば，もう一つ，最適な銀河がある．私たちの住んでいる銀河系だ．銀河中心までの距
離は 2 万 8,000 光年．アンドロメダ銀河に比べれば格段に近い．ただ，一つ問題がある．それは銀河系の円盤部にあるガスや塵が中心領域を見えにくくしていることだ．そのため，吸収の効果が弱い赤外線で観測する必要がある．ヨー
ロッパ南天天文台では地球大気の揺らぎの影響を軽減する
装置（補償光学と呼ばれる）を搭載した赤外線カメラを用

図 3 活動銀河核である，クェーサー（3C 273），セイファート銀河（NGC1068），ライナー（NGC 4258），および普通の銀河の代表格として銀河系の写真を示した．各パネルの下にはブラックホールの質量を合わせて示した．
写 真 の 出 典 3C 273, NGC 4258: NASA/ESA/STScI（ハ ッ ブ ル 宇 宙 望 遠 鏡），
NGC 1068: Sloan Digital Sky Survey，銀河系：2 Micron All Sky Survey.

いて，16 年もの歳月をかけて銀河中心領域にある星々の軌道運動を調べた（図 2）．星々の運動は銀河中心核（電波源 Sgr A*［いて座エースターと読む］のある場所）の周り・降着現象が起きて活動銀河核として観測される・その後，降着現象が納まり，普通の銀河核として観測を見事にケプラー回転運動していることがわかった．そしされる

6て，中心核の質量は 4.3×10 M◉ である．銀河系の中心核・また，降着現象が起きるとこのループが実現されるは活動銀河核ではない．しかし，やはり超大質量ブラックある銀河核でスイッチのオン・オフが繰り返される考え方

9）
ホールはあったのだ．

で，デューティー・サイクル仮説と呼ばれる考え方である．

ここまでのまとめとして，図 3 にクェーサー，セイファ

銀河の自転周期は 2 億年程度である．銀河は数回転すると，ート銀河，ライナー，そして普通の銀河の例を示しておく．

円盤部で発生した擾乱は落ち着いていく．つまり，銀河にわずか数例だが，銀河の姿を楽しんで欲しい．

とっては 10 億年が一区切りになる．セイファート銀河が結局，この説の冒頭に述べた疑問の一つ， もし，すべ観測される頻度は 5% なので，このライフタイムの内，5%ての銀河の中心核に超大質量ブラックホールがあるなら，の時間を使っていると考えることができる．この場合，セ

なぜわずか数 % の銀河だけ活動性を示すのか？ に直面す

イファート銀河の寿命は約 5,000 万年になる．残り，9 億

ることになる．ブラックホールが在れば，必ず活動銀河核

5,000 万年は普通の銀河核として過ごすことになる．ただ，として観測されるわけではない．ブラックホール・エンジ

活動性の弱いライナーが 50% を超えるので，5 億年程度はンが働くには，ガスなどの質量降着が必要になるからだ．

弱いながら活動性が続いているのかもしれない．

したがって，降着現象の有無で活動銀河核か普通の銀河核かに分かれていると考えることができる．
この考え方は降着現象をランダムな事象として捉えている．しかし，時系列として理解することもできる．
交流

銀河と共に進化する超大質量ブラックホール

このデューティー・サイクル仮説は「銀河は進化するものである」という立場に基づいているので，一考の価値がある．なぜなら銀河は片時もその進化を止めていないからだ．
747©2014 日本物理学会

5.

ブラックホール・バルジ関係

90 年代になると奇妙な観測事実が出てきた．前節で書

6.

超大質量ブラックホールと銀河の形成

前節の最後に掲げた問題について考えてみたい．ところいたように，近傍宇宙にある銀河は精密な観測ができるのが，考え始めると，すぐに気がつくことがある．この問題

で，中心領域の質量をある程度正確に測定できる．観測さの答えを得るのは非常に難しいということである．それはれた銀河の個数が増えるにつれ，予想もしなかった相関がなぜか？

二つの要素がある．

見えてきた．それは，銀河の中心にある超大質量ブラック・銀河の形成過程を理解しているか？

ホールの質量は銀河の回転楕円体成分の質量に比例してい・超大質量ブラックホールの形成過程を理解しているることだ（図 4）．なお，図 4 では回転楕円体成分の質量の代わりに，質量の良い指標になる回転楕円体成分の速度分散が採用されている．

11, 12）

ここで，回転楕円体成分とは，円盤銀河の場合はバルジ，楕円銀河の場合は銀河本体に相当する構造である．超大質量ブラックホールの質量は回転楕円体成分の質量の約0.1% になっている．

か？
じつは，これら二つの問題に対する明快な答えを私たちはまだ持っていない．これでは，共進化を議論するどころではない．しかし，ここで立ち止まれば，それでおしまいである．可能な範囲で，少し考えてみることにしよう．
銀河の形成と進化は階層構造的なクラスタリング過程で議論されることが多い．宇宙の構造形成を担うものはバリ・なぜ両者に相関があるのか？

オンではなくダークマター（暗黒物質）である．銀河など

・なぜ，両者の質量比は 0.1% なのか？

の構造を作るには速度分散は数 100 km s−1 程度であること発見された相関は『ブラックホール・バルジ関係』と呼ばが要請される．温度的に見ると低温の範疇に入るので，構れるようになったが，その原因は解明されていない．しかし，この関係は，超大質量ブラックホールは銀河本体とは造形成を担うダークマターはコールド・ダークマター（CDM と略される）と呼ばれる．宇宙誕生後，2‒3 億年経

独立に進化してきたわけではなく，銀河本体と足並みを揃過すると，ようやく CDM の塊（ハロー）ができ始める（以えて進化してきたことを示唆している．ここにきて『超大下では DM ハローと略す）．質量は 106 M◉ 程度なので，銀質量ブラックホールと銀河の共進化』という新たな命題に河の種とも呼ぶべき天体である．この DM ハローに集めら

私たちは挑むことになったのである．

れたバリオンが冷却されて初代星が誕生する．その後，周ブラックホール・バルジ関係に絡む問題をまとめると，次のようになる．

辺にあるハロー同士が合体し，100 億年以上の時を経て，現在観測されるような銀河に進化してきたと考えられてい・この関係を作る物理過程は何か？

る．13） なお，現在の宇宙年齢は 138 億歳と推定されてい・この関係はいつ始まったのだろうか？

14）
る．

・この関係は今後いつまで続くのだろうか？

仮にここで紹介した銀河形成のパラダイムが正しいとして，どのような物理過程を経てブラックホール・バルジ関係ができたのだろうか？

ここで注意しておくが，ブラッ

クホール・ディスク関係は観測されていない．銀河系を始め，現在の宇宙で観測される 8 割の銀河は円盤（ディスク）銀河である．円盤銀河は円盤とバルジから成っているが，ブラックホールの質量と相関を見せるのはバルジの質量だけである．また，ブラックホール・ハロー関係も観測されていない．銀河は DM ハローに取り囲まれているが，ハローの質量はブラックホールの質量と相関していない．つまり，ブラックホールの質量と相関しているのはバルジ（楕円銀河の場合は本体）に含まれるバリオンの質量だけであるということだ．したがって，銀河形成というよりはバルジ形
成と深くリンクした現象であることが示唆される．
銀河の円盤部には現在でも星を作るような冷たいガス雲があり，脈々と星を作り続けているものが大多数である．
銀河系の円盤もその例に漏れない．それにひきかえ，バルジや楕円銀河を構成する星々は老齢な低質量の星で占められている．また，星を作るような冷たいガスはわずかしか
図 4 数億光年以内の銀河に対して得られたブラックホール・バルジ関係．
縦軸はブラックホールの質量で，横軸はバルジの質量の指標となるバルジに含まれる星々の速度分散．
（K. Gultekin, et al.: Astrophys. J. 698（2009）198）（図は arXiv: 0903.4897 から取得）

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ないことがわかっている．したがって，銀河進化の初期段階で形成されたことがわかる．以上のことから，ブラックホール・バルジ関係は銀河初期の星生成史に深く絡んでい日本物理学会誌

Vol. 69, No. 11, 2014

多体系の合体にもいろいろ問題は残されている．

ると考えて良いだろう．

さて，ここでの議論は，一つの DM ハローで，一個の大では，超大質量ブラックホールはいつどのようにしてできたのだろうか？

じつはこちらの方が難しい問題であり，質量星しかできないと仮定していた．もし，星団として多3）

現在でも決着を見ていない． まず，超大質量ブラックホ数の星が生まれると，種ブラックホールと星々との合体がール形成への制約条件が厳しい．現在知られている最も遠方のクェーサーの距離は 129 億光年であり，推定される超種ブラックホールを太らせることができる．種ブラックホールが星団の中で最も重い場合，いわゆる暴走合体 *4 が大質量ブラックホールの質量は 109 M◉ である．宇宙年齢起こり，上手くいくのかもしれない．初代星が生まれるは 138 億年なので，宇宙誕生後 9 億年の間に 109 M◉ の質量

DM ハローにあるバリオンの総量は DM の 1/10 程度なので，を持つ超大質量ブラックホールを作らなければならない．

〜105 M◉ である．星生成の効率は 10% 程度なので，暴走その方法がわからないのだ．

合体でできるブラックホールの質量は 104 M◉ 程度にしか宇宙に最初にできる天体は先ほど紹介した初代星である．

ならないだろう．

仮に，宇宙誕生後 2 億年経過した時に初代星ができたとす

一つの解決策としては，降着と合体を組み合わせたハイ

ると，超大質量ブラックホール形成に許される時間はわず

ブリッド・モデルがあり得るだろう．降着しか起こらない．

か 7 億年でしかない．とりあえず可能性を吟味してみよう．

合体しか起こらない．このような極端なケースはあり得な

いきなり，109 M◉ の質量を持つ超大質量ブラックホール

い か ら だ．ま た，最 近 で は ガ ス 雲 の 重 力 崩 壊 で 一 気 にができることはないだろう．まずは，種となるブラックホ

104 5 M◉ のブラックホールを作るモデルも提案されてきてールを作り，それが何らかの方法で質量を獲得し，超大質量ブラックホールへと成長していくと考える方が合理的だ．

いる．18） しかし，それでもクェーサーに要求される超大質*5 こうしてみると，
量ブラックホール形成への道は険しい．

太る方法は 2 種類しかない．ガスや星を飲み込む質量降着

ブラックホール・バルジ関係を議論する前に，銀河形成期と，ブラックホール同士の合体である．

のブラックホール形成をまず真剣に検討しなければならな

どちらが良いかは後で考えることにして，種ブラックホ‒い状況にあることが理解されよう．

ールについて考えてみよう．最も自然な方法は初代星に頼ところで，初代星が生まれる DM ハローにあるバリオン

ることである．初代星の質量についてはまだ議論のあるとの総量は DM の 1/10 程度なので，〜105 M◉ であると述べころだが太陽の数十倍から 1,000 倍程度の質量を持つ星がた．この状況で〜100 M◉ のブラックホールができると，15）生まれる可能性が高い．
それらの大質量星は数百万年経

ブラックホールとバリオンの質量比は 0.001 になる．偶然

過すると超新星爆発を起こして死ぬが，その際，星の中心かもしれないがブラックホール・バルジ関係の値と同じで領域は重力崩壊してブラックホールになることが予想され*2 質量が太陽の数 10 倍ている（中性子星の場合もある）．

あることは興味深い．ひょっとすると，初代星の形成がブの星であれば，爆発後に残されるブラックホールの質量はらだ．

ラックホール・バルジ関係の始まりであるかもしれないか

太陽の数倍程度でしかないが，約 1,000 倍の星であれば，上手くいけば 100 M◉ 程度のブラックホールが残される可能性がある．このような質量のブラックホールは中質量ブ

7.

超大質量ブラックホールと銀河の共進化

さて，いよいよ本題である共進化について見ていくこと

ラックホールと呼ばれている（104 M◉ まで，この名称で呼ばれる）．*3にしよう．図 4 に示したブラックホール・バルジ関係は銀では，宇宙年齢 2 億年の時に 100 M◉ の質量を持つ種ブある．つまり，宇宙の歴史の中で見れば，ごく最近（数億ラックホールができたとしよう．問題はその後である．降年以内）の宇宙で観測された関係である．共進化というか着か合体で太るしかないが，いずれも難点がある．太陽のらには，この関係がいつ始まり，どのように維持されてき百万倍の質量を持つ DM ハローで 1,000 M◉ の質量の星がたかを理解する必要がある．

河系から数億光年以内にある銀河に対して得られた関係でできて超新星爆発を起こすと，ハロー内のバリオンを吹き

この研究には比較的広い天域に対して深宇宙探査を行う

飛ばしてしまい，ハローにはガスが残らない可能性が高い．

必要がある．幸い私たちのグループはハッブル宇宙望遠鏡

そうすると，ガス降着は起こりえない．一方，合体説の場の基幹プログラムである『宇宙進化サーベイ』を 2003 年か合も，合体のパートナーが近傍にたくさんないといけない

ら行ってきており（通称 COSMOS プロジェクト），既にが，10 M◉ の超大質量ブラックホールを種ブラックホー

9ルの合体で作る場合，1,000 万個の種ブラックホールが必要であり，現実的ではないだろう．また，ブラックホール
*2 質量が 100‒200 M◉ の星は対消滅型超新星爆発が起こり，星全体が吹き飛ぶのでブラックホールは残らない．
*3 中質量ブラックホールは英語では intermediate mass black hole であり，
IMBH と略される．この名称は筆者らが付けたものである．16）

交流

銀河と共に進化する超大質量ブラックホール*4 星団の中に卓越した質量の星があると，その星の衝突断面積が大きい

17）
ため，周辺の星々とどんどん衝突して，質量を獲得していく現象．
*5 ダークマターをエネルギー源とする星（ダークスター）も種ブラック

ホールを作るメカニズムとして考えられている．ダークマターの正体が素粒子の超対称性理論の予測するニュートラリーノであれば，ニュートラリーノはマヨラナ粒子なので自己対消滅できる．このエネルギーを利用してダークマターでできた星を作るアイデアである．
このダークスターが重力崩壊すると〜104 M◉ の質量を持つ中質量ブ
ラックホールが初期宇宙で形成される．19）749©2014 日本物理学会

100 万個の銀河に対して X 線，紫外線，可視光，赤外線，当にそうなっているのだろうか？

電波の多波長データベースを構築した．これを用いて，遠ると，必ず明るいものを選択的に観測していることになる．

方の銀河におけるブラックホール・バルジ関係を調べてみいわゆる，観測上のバイアスである．じつは，このバイアた（図 5）． 調べた赤方偏移のレンジは z＝1（距離 80 億光スを補正すると，現在から距離 129 億光年まで遡っても，

年）から z＝2.2（距離 108 億光年）である．図 5 を見ると，ブラックホール・バルジ関係は変化していないことが示さ

近傍宇宙で得られているブラックホール・バルジ関係より，

れている．

20）

遠方の活動銀河核を見ややブラックホールの質量が大きくなっている．ブラックホール・バルジ関係は進化しているのだろうか？

その後の他のグループの観測結果を見ると，赤方偏移 z＝6（距離129 億光年）までその傾向が見られる（図 6）．しかし，本8.

共進化を操るもの

ブラックホール・バルジ関係は，どうも銀河進化の初期段階からスタートしているらしいことがわかってきた．では，この関係はどのような物理過程で生じているのだろう
か？

可能性のあるアイデアを見ていくことにしよう（図7）．
I. バルジ形成期に種ブラックホールとバルジが同時に成長する
II. 超大質量ブラックホールを持つ二つの円盤銀河が合体し，ブラックホール同士が合体して成長すると同時に，銀河は楕円銀河的な構造を持つように進化する
III. 種ブラックホールしかない円盤銀河の場合，円盤部から中心領域にガスが流入してブラックホールとバルジを同時に成長させる
I は，銀河形成期，すなわちバルジ形成期にブラックホール・バルジ関係ができるとするアイデアである．種ブラックホールの起源を除けば，合理的なものである．
一方，II の円盤銀河の合体による共進化説も頻繁に議論されるアイデアである．このような合体で大規模な星生成
図 5 COSMOS 天域の赤方偏移 z＝1‒2.2 の範囲にある AGN の観測から得られたブラックホール・バルジ関係．近傍銀河のブラックホール・バルジ関係（図中の offset＝0 の点線）からのずれ（オフセット）を赤方偏移（z）の関数で表したもの．オフセットがプラス側に出ていることが見てとれる．
（A.
Merloni, et al.: Astrophys. J. 708（2010）137）（図は arXiv: 0910.4970v1 から取得）

図 6 近傍銀河のブラックホール・バルジ関係（図中の offset＝0 の直線）からのずれ（オフセット）を赤方偏移（z）の関数で表したもの．赤方偏移が大きくなるにつれて（銀河の年齢が若いほど）系統的にブラックホールの質
量が大きくなる．しかし，この傾向は観測のバイアスで説明されるため，
ブラックホール・バルジ関係には進化が見られないと結論される．
（A.
Schulze and L. Wisotzki: Mon. Not. R. Astron. Soc. 438（2014）3422）（図 は
arXiv: 1312.5610v2 から取得）

750©2014 日本物理学会が誘起され，大質量星が超新星爆発を起こして作られるブ‒ラックホールを集めれば，合体銀河の中心には〜108 9 M◉

図 7 ブ ラ ッ ク ホ ー ル・バ ル ジ 関 係 を 説 明 す る 3 種 類 の モ デ ル．
（図 はNASA/ESA/STScI から提供されたものを改変）
日本物理学会誌

Vol. 69, No. 11, 2014

の超大質量ブラックホールに成長し，クェーサーに進化すの奥深さがある所以である．

但し，このこうして見てくると，共進化の問題はとても解決された

説では，普通の円盤銀河には既に〜10 M◉程度の質量を持とは言える状況にはない．やはり，肝となるのは超大質量

つ超大質量ブラックホールが存在していることを仮定してブラックホールの起源をまずは解明する必要があるだろう．

いる．したがって，銀河形成期ではなく，ある程度進化し現在のところ探査がまだ進んでいないのは宇宙最初の 10た銀河が合体で共進化のパスを通るというアイデアになる．

億年である．理論武装をしつつ，つぶさに調べ上げないこるという説が支持を得ているからである．

22, 23）

6

III のアイデアは，銀河中心核（すなわち超大質量ブラッとには答えは見つからないようだ．

クホール）とバルジを持たない銀河に対して適用される．
本稿の冒頭で，ほとんどすべての銀河の中心核には超大質量ブラックホールが存在していると述べたが，超大質量ブ

9.

共進化の行く末

さて，現在の宇宙年齢は 138 億歳である．このあと，ブラックホールを持たない銀河もある．それは，円盤やバルラックホール・バルジ関係はどう進化していくのだろう

ジなどの規則的な構造を持たない不規則な形状を示す銀河か？

（不規則銀河と呼ばれる）である．たとえば，銀河系の伴うだ．「ブラックホール・バルジ関係は破綻する」

残念ながら答えは既に決まっている．その答えはこ銀河である大マゼラン雲や小マゼラン雲にはバルジも中心破綻するとはいえ，それは遠い未来のことである．たと核もない．つまり，そのような不規則銀河もいずれは円盤

えば，1,000 億年後の宇宙を考えてみよう．宇宙膨張に抗構造やバルジを作りつつ，中心に超大質量ブラックホール

するだけの質量を持った系である銀河団は，銀河団内にあを形成するのではないかと考えられている．実際，バルジるすべての銀河が合体し，超大質量な楕円銀河になってい‒がほとんどないような円盤銀河に〜104 5 M◉ の質量を持つるだろう．その中心には，やはり超大質量なブラックホー

ブラックホールが存在する銀河が見つかり始めている．

ルが育っているに違いない．その頃，ブラックホール・バ

24）

III は II と同様に，ある程度進化した銀河に適用できるアルジ関係を調べることに意義を見いだす人はいないだろう．

イデアである．II と異なるのは，銀河の合体とは無関係に，

なぜなら，宇宙で観測できる銀河は，自分たちの住んでい銀河の永年進化の中で発生する現象である点だ．

る銀河だけだからである．他の銀河は宇宙膨張が進行して，三つのアイデアを紹介したが，いずれのアイデアも，あ

後退速度が光速度を超えているので，自分たちの住む銀河

る程度理にかなったものである．しかし，共進化にどのメしか認識できないのである．この現象はレッド・アウトとカニズムがどの程度寄与しているかは不明である．また，

26）
呼 ば れ る．
仮にブラックホールとバルジの質量比が一つ心配なこともある．もし複数のメカニズムが共進化を0.001 だったとしても，それに関心を持つ人はいない．

ドライブしているならば，どうしてユニバーサルなブラッ

100 兆年後にはもっと事態は深刻になる．すべての星がクホール・バルジ関係が生じているのかという問題だ．メ

燃え尽きてしまうからだ．星の燃えかす（白色矮星，中性

カニズムが異なれば，異なるブラックホール・バルジ関係

子星，ブラックホール）はあるが，星が見えないのだからが存在してもよいからだ．まだ私たちが見逃している本質バルジだとか楕円銀河だとか言っている場合ではない．ブ的なメカニズムがあるような気がしてならない．その理由

ラックホール・バリオン関係を調べることはできるが，調は，既に述べてきたように超大質量ブラックホールとバル

べる能力のある知的生命体が星のない世界で生きているとジ（銀河）のスケールが 10 桁近くも異なることにある．そは思えない．

れだけスケールが異なれば，星の系を作ることと，超大質1034 年後以降にはブラックホール・バリオン関係すら調量ブラックホールの成長に物理的なリンクがなくても不思べられなくなる．素粒子の大統一理論が正しければ核子の議ではない．もしあるとすれば，両者が何らかの連絡を取崩壊が起き始める頃である．仮にバリオンが消えても，超り合っていなければならない．そのメカニズムの候補とし大質量ブラックホールは蒸発せずに生きながらえている．

て考えられているのが，超大質量ブラックホールからのフィードバックである．*6 つまり，バルジで予想以上に星をブラックホールたちはまさに全盛期を迎える．「俺たちを作りそうな気配があると，中心にある超大質量ブラックホことだろう．じつは，このあたりで祝杯をあげておいた方

ールが星を作りすぎないように操作するということだ．具
体的には超大質量ブラックホール周辺から放射される電磁がよい．なぜなら，10100 年後には，さすがの超大質量ブ
ラックホールですら蒸発してしまうからだ．*7

波やジェットで，星を作る冷たい分子ガス雲を加熱したりこうなると，ブラックホール・バルジ関係を調べる意義

破壊したりして，星生成が起こらないようにするのであがあるのかと思われる方もいるかもしれない．しかし，そる．25） しかし，エンジンが働いていない銀河ではフィード

れについても答えは一つである．宇宙に関するあらゆる問

バックは起こらない．そこにブラックホール・バルジ関係

題の解明は，138 億歳の宇宙に住む，私たち人類の責務で

*6 フィードバックには正のフィードバックと負のフィードバックがある．共進化で議論されているのは負のフィードバックであるが，慣例で単にフィードバックと呼ばれる．

交流

銀河と共に進化する超大質量ブラックホール

作ってくれたバリオンよ，さらばだ」と祝杯をあげている*7 太陽質量のブラックホールが蒸発する時間は 1066 年である．蒸発時
間はブラックホール質量の 3 乗に比例するので，1011 M◉ の質量を持つ超大質量ブラックホールは 10100 年以内に蒸発する．

751©2014 日本物理学会

ある．
それにしても，私たちの住んでいる宇宙は不可思議な宇宙である．宇宙の質量密度の大半を占めるのはダークマタ
ー（27%）とダークエネルギー（68%）であり，バリオンは
わずか 5% を占めるにしか過ぎない．私たちの住んでいる銀河の実体はバリオンだが，その来し方行く末は，ダーク
マターの重力に支配されている．一方，バリオンとしての銀河を見てみると，中心には必ず超大質量ブラックホール
がある．ブラックホール・バルジ関係を斜に構えてみると，超大質量ブラックホールは小さいながらも銀河進化を支配しているようにさえ見える．つまり，外を見ればダークマ
ターとダークエネルギー，内を見ればブラックホール．あたかも三つの暗黒の掌（たなごごろ）でもてあそばれているようにも思う．宇宙はあまりにも手強い．
本稿の寄稿を勧めて下さった森川雅博氏（お茶の水女子
大学）に深く感謝致します．超大質量ブラックホールと銀河の共進化についてはここ数年来，多くの関連研究者の方々と議論を重ねてきました．特に，梅村雅之氏（筑波大学），嶺重慎氏（京都大学），吉田直紀氏（東京大学），および長尾透氏（愛媛大学）に感謝致します．また愛媛大学宇宙進化研究センターの同僚には有益なコメントを頂いた．

12）K. Gultekin, et al.: Astrophys. J. 698（2009）198.
13）J. A. Peacock: Cosmological Physics（Cambridge Univ. Press, 1999）.
14）以下のサイトを参照．http://sci.esa.int/planck/51560-the-history-of-structureformation-in-the-universe/
15）T. Hosokawa, et al.: Astrophys. J. 778（2013）178; 日本語の解説書として
は『宇宙で最初の星はどうやって生まれたのか』（吉田直紀著，宝島社
新書）』，『宇宙の一番星を探して』（谷口義明著，丸善）などがある．
16）Y. Taniguchi, et al.: Publ. Astron. Soc. Jpn. 52（2000）533.
17）H. Mouri and Y. Taniguchi: Astrophys. J. 566（2002）L17.
18）L. Mayer, et al.: Nature 466（2010）1082.
19）D. Spolyar, et al.: Phys. Rev. Lett. 100（2008）1101.
20）A. Merloni, et al.: Astrophys. J. 708（2010）137.
21）A. Schulze and L. Wisotzki: Mon. Not. R. Astron. Soc. 438（2014）3422.
22）D. B. Sanders, et al.: Astrophys. J. 325（1988）74.
23）Y. Taniguchi, et al.: Astrophys. J. 514（1999）L9.
24）N. J. Secrest, et al.: Astrophys. J. 777（2013）139.
25）J. Silk and M. J. Rees: Astron. Astrophys. 331（1998）L1; この論文はブラックホール・バルジ関係が観測的に示唆される以前に書かれた論文であるが，理論的にその関係を予測していた．
26）M. S. Turner:『宇宙の起源』（別冊日経サイエンス 1962013）；佐藤勝彦
編：『宇宙の誕生と終焉』（2013）p. 24.

著者紹介
谷口義明氏：

1954 年，北海道生まれ．東北大学大学院理学研究科天文学専攻修了．理学博士．東京大学助手，東北大学助教授を経て，現在は愛媛大学宇宙進化研究センター長．専門は宇宙物理学で，銀河，活動銀河核，
宇宙の大規模構造，ダークマターなどを研究している．趣味は読書，園芸，
ドライブなど．

（2014 年 3 月 2 日原稿受付）

特に，小林正和氏と塩谷泰広氏に感謝致します．
参考文献
1）M. Schmidt: Nature 197（1963）1040.
2）クェーサー全般については拙著で恐縮だが『クェーサーの謎』（谷口義明著，講談社，ブルーバックス）と『巨大ブラックホールと宇宙』（谷
口義明，和田桂一著，丸善）を参照されたい．本格的な教科書として
は『 ピーターソン 活動銀河核 』（B. M. Peterson 著，和田桂一ら訳，丸善）
が参考になる．
3）M. J. Rees: Annu. Rev. Astron. Astrophys. 22（1984）471.
4）J. Kormendy and D. Richstone: Annu. Rev. Astron. Astrophys. 33（1995）
581.
5）J. Kormendy and L. C. Ho: Annu. Rev. Astron. Astrophys. 51（2013）511.
6）C. K. Seyfert: Astrophys. J. 97（1943）28.
7）T. M. Heckman: Astron. Astrophys. 87（1980）152.
8）L. C. Ho, A. Filippenko and Sargent, W. L. W. Astrophys: J. 487（1997）
568.
9）J. Kormendy: Astrophys. J. 325（1988）128.
10）S. Gillessen, et al.: Astrophys. J. 692（2009）1075.
11） J. Magorrian, et al.: Astron. J. 115（1998）2285.

752©2014 日本物理学会

Co-Evolution between Supermassive Black Holes and Their
Hosting Galaxies
Yoshiaki Taniguchi
abstract: We present a brief review on the co-evolution between supermassive black holes（SMBHs）and their hosting galaxies. SMBHs
have been thought to be the central engine of active galactic nuclei（AGNs）that emit tremendous energy from a very compact region in
their nuclei. Although AGNs are observed in only several percent ofgalaxies, recent observations have shown that almost all of galaxies
have a SMBH in their nuclei. It is also found that there is a tight correlation between the SMBH and the bulge masses, suggesting the coevolution between them. Based on recent observations and theoreticalconsiderations, we discuss what happens in galaxies during the cosmic
time.

日本物理学会誌

Vol. 69, No. 11, 2014