一般相対性理論に対しては多くの科学者が、特異点というのは架空のものであり数学的な理想化の産物と考えており「星は回転で物質は跳ね飛ばされ、中心の周りで渦を巻き、一体になって特異点を形成するようなことはない」信じられていたのである[24]。ところが1965年に、ペンローズが星の崩壊は特異点に収束することを証明した[24]。物質とエネルギーが充分に集まっている所ならどこでも時空に終わりが来ることがあると証明したのである[24]。hole)という言葉を採用し、研究のPR面に役立てた[7]。後にホイーラーは「時に患者は、いくら医者が病気だと言っても病気に名前をつけてくれないうちは信じないことがあるんだ」と説明したといわれる[7]。1960年代の終盤から、イギリスの理論物理学者らは活発に刺激を与え合い理論を生み出すようになり、ペンローズとシアマ・グループは、特異点、時空の構造、物質の末路に関する定理を数多く生み出していった[24]。当時生み出された有名な定理を一つ挙げると、崩壊する物質もしくはブラックホールに落ち込むものは何であれ、特異点にぶつかって存在が潰滅してしまうか、ブラックホールが回転しているとすれば、中心のワームホールに命中して別の時空や宇宙にホワイトホールとして噴出すると結論を下している[26]。ニュートリノ・放射・反物質)であれ、それに関する情報を破壊して経過を隠してしまい、そこから出てくるものは同じものになるという撹乱能力を備えていることを示し、「ブラックホールには毛がない(ノーヘア)」と表現し(ブラックホール脱毛定理)[27]、カーターも別な定理としてノーヘアを提唱した。この定理はブラックホール物理学に革命を起こした[28]。time『時空の大規模構造』にまとめている。これは後に古典の一つに数えられるようになった[28]。ホーキングが1974年にホーキング輻射の公式を考案すると、シアマはそれを高く評価し「自分の優秀な教え子の業績」として自らの講義で紹介したが[29]、後にこの公式から導かれるブラックホールの蒸発に伴う情報喪失のパラドックスは物理学界に激しい論争を呼んだ[30]。J1655-40は我々の銀河に存在するマイクロクエーサーで、ブラックホールがガスを吸いとっており周囲には降着円盤が形成されている。青色のトーチのように描かれているのはブラックホールから光の90%のスピードで噴出するとされるジェットである。(HUBBLESITE、2002年)ブラックホールの存在はあくまで理論的な存在に過ぎなかったが、1970年代に入りX線天文学が発展したことで転機を迎える。宇宙の激しい現象からはX線が放出されるが、X線は地球の大気に吸収されてしまうことから人工衛星で観測する必要があった。アメリカのマサチューセッツ工科大学を中心とするグループがケニアから打ち上げたX線観測衛星“ウフル”は4年間、数々の天体を継続的に観測し、X線の発生源が中性子星や超新星の残骸、パルサーであることを突き止めるが、数々の天体の中でもはくちょう座X-1のX線データは不規則で激しく変化し、どのデータにも当てはまらず科学者の注目を集める[10]。その後の精密な観測と分析の結果、太陽の30倍の質量を持つX-1が自己重力によって潰れた星を周っている事が判明した。X線が極めて早く変化している事象により、見えない天体の大きさは大変小さいと推測されるものの、質量は太陽より遥かに大きいという事実を受け、“ウフル”打ち上げ担当者のリカルド・ジャコーニは一般相対性理論に基づき、その天体は“ブラックホールである”と述べている[10]。このX線は晩年を迎えたX-1の膨張により星の表面が引力圏に達して吸い込まれることにより、ガスの温度が1000万°C以上にもなる降着円盤が発するX線波形だと結論づけられた。その後の観測で、四つの天体がブラックホール候補に挙げられたが、中でも地球から最も近い銀河で16万光年の距離にある、大マゼラン雲内の二つの天体は、いずれも太陽の10倍程の質量に対し直径は50kmと極端に小さく、先のX-1と同様のX線を放出している事が確認された[10]。他の銀河系にも同様の天体が複数発見されている[31]。1990年代、銀河中心部から放出される電波の観測や銀河系中心付近の恒星運動の長期に渡る追跡観測が行われた。(VLA)の観測では、銀河中心を取り囲む直径1200光年の暗黒星雲の内側に円筒状の激しい物質の流れがあり、その中には球状のガスの塊、さらに内部にはもう一つの暗黒星雲から中心に向けて3本のガスが流れ込んでいることが確認された[10]。カイパー空中天文台が実施した銀河中心核の観測では、太陽質量の300万倍にもなるガスが中心部分に向けて3方向から秒速200kmの速さで流れ込み、膨大なガスの一部は溢れ出て宇宙に放出されていることが判明した。観測の中心人物であるチャールズ・タウンズは銀河系中心がブラックホールである可能性は極めて高いと語っている[10]。銀河の中心部に太陽質量の数百万倍から数十億倍という大質量のブラックホールが存在することが確認されている[32]。2011年9月5日、国立天文台とJAXAは、世界で初めてブラックホールの位置を特定することに成功した、と発表した。これは地球から約5440万光年彼方にあるおとめ座A(M87)銀河に潜む超巨大ブラックホールの位置を、電波観測により観測したもの[33]。2011年8月25日には、JAXAが国際宇宙ステーションの全天X線監視装置(MAXI)を使って地球から39億光年離れた銀河の中心にある巨大ブラックホールに星が吸い込まれる瞬間を世界で初めて観測したと発表した[34]。2019年4月10日、世界中の望遠鏡を用いてブラックホールの事象の地平面の輪郭「ブラックホールシャドウ」を撮影することを目指した国際研究チーム「イベントホライズンテレスコープ」が、人類初となるブラックホールの直接撮影に成功したと発表した。撮影に成功したのは楕円銀河M87の中心部にある巨大ブラックホールであった[35][36]。「ブラックホールシャドウ」は、事象の地平面とは同一ものではない[37]。」と呼ばれる領域があり、この内側に入射した光子は必ず事象の地平面と交差する[37]。そのため、光子球の背後に光源があれば光子球の形をした影が作られることとなる[37]。この影を「ブラックホールシャドウ」と呼ぶ[37]。ブラックホールシャドウは、シュバルツシルト・ブラックホールではシュバルツシルト半径の~5.2倍、カー・ブラックホールではシュバルツシルト半径の~4.84倍に見える[37]。縦軸に絶対等級、横軸に表面温度を表すスペクトル型をおいた恒星の分布図である。ブラックホールを形成できるほど重い恒星は、進化に伴って図の右下から左上に移動し、その後、右方向に向かって折れ曲がり、巨星に進化する質量が太陽程度から太陽の数倍までの星の場合には、主系列星の後に赤色巨星の段階を経て、白色矮星となり次第に冷却して一生を終える。星が若い間は、水素の原子核が互いに結合してヘリウムが生まれる。この時のエネルギーによって星は自らの大きさを支えている[10]。質量が太陽の約8倍よりも重い星の場合は、巨星に進化した後も中心部で核融合によって次々に重い元素ができ、最終的に鉄からなる中心核が作られる。鉄の原子核は結合エネルギーが最も大きいため、これ以上の核融合反応は起こらず、星の中心部は熱源を失って重力収縮する。収縮が進むと鉄の原子核同士が重なり始め、陽子と電子が結合して中性子へ変化し、やがて星の中心部がほとんど中性子だけからなる核となる。この段階では核全体が中性子の縮退圧によって支えられるようになるため、重力収縮によって核に降り積もる物質は激しく跳ね返されて衝撃波が発生し一気に吹き飛ばされる。これが超新星爆発で、爆発の後には中性子からなる核が中性子星として残されるが、中性子星が光やX線を激しく放出するパルサーとなることもある。質量が太陽の約30倍[38]以上ある星の場合には、自己重力が中性子の核の縮退圧を凌駕(重力の強さで中性子が潰れ始める)するため、超新星爆発の後も核が収縮(重力崩壊)を続ける。この段階になると星の収縮を押し留めるものは何も無いため永久に縮み続ける。してシュバルツシルト面より小さく収縮した天体がブラックホールである[10]。銀河系(天の川銀河)の中心部にある電波源複合体いて座A*には太陽の370万倍[38]の質量を持った巨大なブラックホールが存在すると多くの天文学者によって考えられている。1995年にはNGC4258(M106)銀河の中心に太陽質量の3,600万倍のブラックホールがあると推定された[39]。このような大質量ブラックホールの起源についてはあまり良く分かっていない。1970年代後半に考えられていたシナリオは、巨大なガス雲が一気に収縮してブラックホールを作るという説、高密度の星団の中心部分が重力熱力学的に進化してブラックホールとなるなどといった説であったが、いずれも理論的・観測的な困難があった。通常の恒星進化の果てに生み出される恒星質量クラスのブラックホールと銀河中心に見られる大質量ブラックホールの中間的な質量を持つブラックホールが20世紀末まで全く発見されず、両者の間に関係があるかどうかも不明であった。1999年から2000年にかけて、日本の研究者グループによる電波やX線での観測から、M82銀河の内部に太陽質量の1,000倍程度のブラックホールがあるらしいことが初めて明らかになった[40]。これを受けて牧野淳一郎は、以下のような大質量ブラックホールの形成シナリオを考えた[41]。銀河同士の近接遭遇や衝突などによって銀河内部で爆発的な星形成(スターバースト)が起こり、若くて密度の高い星団が大量に出来る。星団中の重い星同士が合体してさらに大きな星となり、ますます合体しやすくなるという「合体不安定」という過程が進行する。これらの重い星が超新星爆発を起こし、太陽の数十倍から100倍程度の質量を持つブラックホールが生まれる。このブラックホールが合体することで103太陽質量程度の中間質量ブラックホールが生成される。このような星団が銀河の中心に向かって沈む過程で星団自体が潮汐破壊され、残された中間質量ブラックホール同士が合体することで大質量ブラックホールが生成される。巨大な超大質量ブラックホールは、銀河同士の衝突により核である大質量ブラックホール同士が合体して生じるのではないかと考えられている[42]。287というクエーサーが太陽質量の180億倍と1億倍という、極めて質量の大きなブラックホール同士の連星系であることが判明した[43]。おいては、ブラックホールはただひたすら周囲の物体を呑み込み質量が増大していくだけである。一般相対性理論に量子論を加えた理論を開拓したことで知られるスティーヴン・ホーキングは1974年、ブラックホールから物質が逃げ出して最終的にブラックホールが蒸発する可能性を指摘した[45]。その理論は以下の通りである。量子力学ではエネルギーと時間は不確定性関係にあり、時空の微小な領域で粒子と反粒子の対生成・対消滅が絶えず起こっているとされる。ブラックホールの地平面の近傍でこのような仮想粒子対が生成すると、それらが対消滅する前に片方の反粒子がブラックホールの地平面内に落ち込み、もう一方の粒子が遠方へ逃げ去ることがある[46]。地平面内に落ち込んだ反粒子は負のエネルギーであるため、ブラックホールのエネルギーは減衰する[47]。この現象が繰り返されることによって、粒子がブラックホールから次々に地平面を通り抜けて飛び出してくるように見え[46]、ブラックホールは徐々にエネルギーを失っていくように見える[47]。この粒子の放出はブラックホールの地平面上で確率的に起こるため、巨視的にはブラックホールがある温度の熱放射で光っているように見える。これをホーキング輻射(またはホーキング放射)と呼ぶ[48]。この輻射によってエネルギーを失うと(エネルギーは質量と等価なので)ブラックホールの質量は減少する。ホーキング輻射の温度はブラックホールの質量に反比例し、以下の公式で表すことが出来る[45]。^{2}GMk}}}通常の恒星質量程度のブラックホールではこの効果は無視できるほど小さく(M=5太陽質量の時、T=10-8K)、仮に地球質量程度のブラックホールがあってもTは1Kに満たない[49]。陽子質量程度の微小なブラックホールではこの量子効果は無視出来ない。ホーキング輻射で質量が減るとさらにこの効果が強く働いて輻射の強度が増え、加速度的に質量とエネルギーを失い、最後には爆発的にエネルギーを放出して消滅する[46]。消滅直前のブラックホールでは、T=1032Kにも達する[49]。これがブラックホールの蒸発である[46]。「この蒸発の最後のプロセスがガンマ線バーストとして観測される」とする説もある[50]。通常の赤色巨星からできたブラックホールが完全に蒸発するまでには1068年ほどかかると考えられている[51]。1976年に、ホーキングはブラックホールに吸い込まれた情報はホーキング輻射に反映されず、ブラックホールの蒸発によって完全に失われてしまうという説を発表した[30][52]。質量Mのブラックホールに質量mの物体が吸い込まれた後、ホーキング輻射によってブラックホールが質量を失って再び質量Mに戻るという過程を考える。ここで、ホーキング輻射は完全な熱放射であるため、その輻射は各時点でのブラックホールの質量から決まる温度以外に全く特徴がない。よって、最初に吸い込まれた質量mの物体がトマトであってもオレンジであっても、最終状態は「質量Mのブラックホール+質量m分の光子」という全く同じ状態になる。これでは初期状態が異なっているにもかかわらず同じ最終状態に達することになり、量子力学の時間発展のユニタリ性と矛盾する。このパラドックスは「ブラックホールの情報喪失問題」[53]または「ブラックホール情報パラドックス」[54]と呼ばれて長年議論されてきたが、1998年までにはひも理論やホログラフィック原理などの新たな理論を使用することによって、ブラックホールに吸い込まれた情報は失われないことが説明できるようになった[55]。2004年7月21日にはホーキングも「情報はブラックホールの蒸発に伴って何らかの形でホーキング輻射に反映され、外部に出てくる」と従来の自説を修正したことを発表した[56]。以下のように地球上で極小型ブラックホールが生成された、あるいは生成される可能性があるとする論があるが、2018年現在、客観的かつ広く合意を得た報告はない。2008年運転開始の大型ハドロン衝突型加速器(LHC)で、極小のビッグバン再現実験が予定されていたが、その過程で極小型ブラックホールが生成される可能性を懸念する声もあった[57]。余剰次元理論に基づく計算によれば、LHCの衝突エネルギー(7TeV)で極小ブラックホールの生成が不可能ではないとされ、余剰次元理論の検証ができる可能性があると期待された。これは理論中のパラメータが観測から許される限界ぎりぎりの値である場合の結果であり、より穏当なパラメータの場合は(たとえ理論が正しかったとしても)この程度のエネルギーではブラックホールの生成は起こらない。余剰次元モデルが正しくなければブラックホールは生成しないが、仮に生成した場合、ホーキング輻射によってブラックホールは直ちに蒸発すると考えられた。CERNは「宇宙線の中にはLHCよりもエネルギーが格段に高い陽子が存在し、大気の分子と衝突して様々な粒子を生み出している。本当にLHCでブラックホールが生成できるなら宇宙線によってもミニブラックホールが大気圏内で生成されているはずだ。かかわらず、地球はブラックホールに呑み込まれていない」とコメントした[58]。Science誌において、球電現象を原始ブラックホールを用いて説明する説を提示した[59]。構成する国際共同研究チームが高出力レーザーを用いて、ブラックホールとされる天体の周辺で実際に観測されているデータとほぼ同じ光電離プラズマを実験室で発生させることに成功した。研究チームは「将来的にブラックホールそのものを生成できる可能性が高まった」としている[60]。この乱暴な態度が、その後40年間ブラックホールの研究が滞る結果を招く要因となる。このやりとりはチャンドラセカールのその後の人生にも暗い影を落とすことになった[15]。無限遠平坦という仮定のもとでのアインシュタイン方程式のただ一つの解であることが示されており、ブラックホール脱毛定理(無毛定理)の描像とあわせて、物理的に形成されるブラックホールの最終段階と考えられている[22]。1973年に京都大学の冨松彰と佐藤文隆が発見したトミマツ・サトウ解はカー解を歪めたもので裸の特異点が存在する[23]。ペンローズ本人は幾何学を専門としており、デニス・シアマにその才能を一般相対性理論の領域で活かすべきだと誘われている[25]。ホイーラーはダラス会議から1年と経たない段階で、スティーヴン・ホーキングと出会っている[25]。ホーキングは後に、事実上ホイーラーの最良の教え子となり、ブラックホールの研究を最も確固たる形で受け継ぐことになった[25]。2017年5月30日閲覧。2013年5月17日閲覧。2017年6月11日閲覧。2019年4月10日閲覧。110006788498、2015年1月8日閲覧。2017年6月11日閲覧。講談社、1991年、125頁。4-06-132873-5。オリジナルの2008年4月2日時点におけるアーカイブ。ブルーバックス〉、2000年。978-4062572934。978-4826900966。最大の質量を持つブラックホール(180億太陽質量と1億太陽質量のブラックホールの連星)。最小の質量を持つブラックホール(3太陽質量)。超弦理論Dブレーン外部リンク編集ウィキメディア・コモンズには、ブラックホールに関連するメディアおよびカテゴリがあります。スカラーペディア百科事典「ブラックホール」の項目。記者会見の動画(1時間19分50秒)あり。3.0のもとで利用可能です。プライバシーデスクトップ。