中間質量ブラックホール

中間質量ブラックホールは超高光度X線源(ULX)であることが多く、つまり明るいX線源である。ブラックホールの事象の地平面の内部からは光さえ出ることはできないが、吸い込まれる途中のガスが加熱されることでX線やγ線が輻射される。

ブラックホールそのものの観測はできないが、こういったブラックホールへ落下する物質が発するX線などを観測することによって間接的に中間質量ブラックホールを観測することができる。

中間質量ブラックホールの観測初期、X線天文衛星チャンドラによってM82に観測された。M82にある超高光度X線源は「M82 X-1」と命名され、ここに中間質量ブラックホールが存在するものと考えられている。M82 X-1はM82の中心付近にあるが、しかし銀河核より外にあるので、銀河核の中心となる超大質量ブラックホールとは異なるブラックホールである。

また、銀河系内にも中間質量ブラックホールの存在は確実視されている。例えば渦状腕であるいて・りゅうこつ腕付近から超高速度星のPG 1610+062が射出されていることから、射出地点に中間質量ブラックホールの存在が予想されている。また、銀河系中心いて座A内の星団GCIRS 13Eの中心にも中間質量ブラックホールが存在すると考えられている。

大規模サーベイにより多数の候補が見つかっているが、中でも良く知られるものは次の通り。

• 3XMM J215022.4-055108 (みずがめ座方向のX線源、距離8億光年) ‐ 太陽質量の約5万倍
• M54の中心核
• M74 X-1 (うお座方向のX線源、距離約3500万光年) ‐ 太陽質量の約1万倍
• M82 X-1 (おおぐま座方向のX線源、距離約1200万光年) ‐ 太陽質量の約460倍
• 特異分子雲HCN–0.009–0.044の中 (いて座A^**から約20光年の距離) ‐ 太陽質量の約3万倍

いくつかの仮説によると、短期間のうちに次々と恒星が合体すると、太陽の1000倍程度の質量を持った中間質量ブラックホールが誕生するとしている。

先の「M82 X-1」を例にすると、半径100光年の範囲に恒星が100万個程度集まる高密度の星団が存在するため、このような合体が起こるには充分な環境が整っている。M82 X-1は、このような星団から生まれたのではないかと考えられている。