ブラックホールの「写真」というと、黒い穴そのものを直接撮影しているように思えるかもしれません。しかし、イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）が捉えているのは、ブラックホールの事象の地平面そのものではなく、強い重力で曲げられた光と、その周囲を高速で動く高温プラズマが作る明るいリング状構造、そして中央の暗い「ブラックホールシャドウ」です。
このため、同じブラックホールを観測しても、画像の細かな明るさや形はいつも完全に同じとは限りません。周囲の降着流が時間とともに変動し、磁場や乱流によって明るい場所が移動するからです。また、観測波長が違えば見える物質や距離スケールが変わり、望遠鏡の解像度や星間物質による散乱も画像へ影響します。
つまりブラックホール周辺の姿が変わって見えるのは、ブラックホール本体の大きさが短時間で変わるからではなく、その周囲の発光物質が変動し、さらに観測条件によって見える領域が変わるからです。
結論：ブラックホールの「影」は比較的安定でも、周囲の光るガスは常に動いているから
ブラックホールシャドウの見かけの大きさは、主にブラックホールの質量と地球からの距離で決まります。人間が観測する数年程度で、超巨大ブラックホールの質量や距離が大きく変わることはありません。そのため、シャドウやリングの代表的な大きさは基本的に安定しています。
実際、国立天文台が紹介したM87中心ブラックホールの2017年と2018年のEHT画像では、リングの直径はほぼ同じでした。一方で、リングの中で最も明るい位置は約30度変化していました。これはブラックホールの大きさが変わったのではなく、周囲の物質が乱流状に運動し、発光分布が変わったためと考えられています。
したがって「ブラックホールの姿が変わった」ときには、シャドウの大きさそのものが変わったのか、それとも周囲の光るプラズマの明るさ分布だけが変化したのかを区別する必要があります。
そもそもブラックホールの画像には何が写っているのか
ブラックホールは、事象の地平面の内側から光が外へ出られない天体です。そのため、ブラックホール本体が自ら光って写真に写るわけではありません。
見えているのは、その周囲を回る高温のガスやプラズマが出す電波です。ブラックホール近傍では重力が非常に強いため、光の進路も大きく曲げられます。複雑に曲げられた光が集まり、リング状の明るい構造ができます。その中央には、ブラックホールに取り込まれて観測者へ届かない光が作る暗い領域が現れます。
EHTがいて座A*で捉えたリング状構造の直径は、いて座A*の質量と一般相対性理論から期待される大きさとよく一致しました。したがって、画像の中央の暗い部分はブラックホールシャドウの存在を示す重要な証拠です。
いて座A*はなぜ短い時間で姿が変わるのか
天の川銀河中心の超巨大ブラックホール「いて座A*」は、M87中心の超巨大ブラックホールよりはるかに質量が小さいため、事象の地平面近くで起こる現象の時間尺度も短くなります。
EHT-Japanの解説では、いて座A*の近くで放射を担うガスがブラックホール周辺を回る時間は数分から数十分程度とされています。ところがEHTの一晩の観測には数時間以上かかります。その間に発光構造が何度も変化するため、撮影対象が「露光中に動いている」状態になります。
EHTの研究でも、いて座A*は分から時間程度で明るさと構造が変化し、その変動は観測誤差だけでは説明できないことが確認されています。そのため、単純に長時間のデータを平均するだけでは本来の姿がぼやける可能性があります。
なぜM87のブラックホールは比較的撮影しやすかったのか
M87中心のブラックホールは、いて座A*よりはるかに重い超巨大ブラックホールです。ブラックホール近傍の代表的な時間尺度は質量が大きいほど長くなるため、M87では一回の観測中の構造変化が、いて座A*ほど激しくありません。
そのためEHTは、まずM87のブラックホールで2019年に史上初のブラックホール画像を発表し、その後いて座A*の画像化に成功しました。
これは、いて座A*の方が近いから必ず撮影しやすい、という単純な話ではありません。近くて見かけの大きさが大きくても、撮影中に構造が変化する速さが速ければ、画像復元は難しくなるのです。
明るいリングの位置が変わるのはなぜか
ブラックホール周辺のガスは、静かなリングとして固定されているわけではありません。強い重力の中で高速に運動し、乱流や磁場の影響を受けながらブラックホールへ落ち込んでいます。
そのため、ある時刻には一方の側が強く発光し、別の時刻には別の場所が明るくなることがあります。さらに、私たちの方向へ近づく側のプラズマは相対論的ドップラー効果によって明るく見えやすく、遠ざかる側は暗く見えやすくなります。
M87の2017年と2018年のEHT画像で、リングの大きさは変わらず最も明るい位置だけが変化したことは、「重力で決まる大きな構造」と「降着流の時間変動」を分けて考える好例です。
磁場が変わると見え方も変わるのか
変わります。ブラックホール近傍のプラズマには強い磁場が存在し、その磁場はガスの流れやジェット形成にも関係しています。
EHTはM87で偏光観測を行い、ブラックホール近傍の磁場構造を画像化しています。偏光は電磁波の振動方向の偏りを測る方法で、通常の明るさ画像だけでは分からない磁場の向きを調べることができます。
つまり同じブラックホールでも、「総強度の画像」「偏光画像」「異なる時間の画像」では見えている情報が違います。単一の写真だけでブラックホール周辺の全ての構造を表しているわけではありません。
観測波長を変えると、なぜ見える場所が変わるのか
ブラックホール周辺には、事象の地平面のすぐ近くから、降着流、ジェットの根元、さらに遠くの巨大ジェットまで、さまざまな距離スケールの構造があります。
電波では、波長によってプラズマの透明度が変わります。EHT-Japanは、より短いミリ波で観測するとジェットや降着流の奥まで見通しやすくなり、ブラックホールにより近い領域を観測できると説明しています。
EHTが主に使う波長1.3mmでは、地球サイズのVLBIネットワークを使って事象の地平面に近いスケールまで分解します。一方、より長い波長の電波観測では、より外側のジェットや周辺構造が強く見える場合があります。
X線・赤外線・電波では同じブラックホールの何が違って見えるのか
ブラックホール近傍の高エネルギー現象は、一つの波長だけでは十分に理解できません。
電波では降着流やジェットの構造を追いやすく、赤外線ではブラックホール近傍のフレアや高温粒子の放射を調べられます。X線ではさらに高エネルギーの粒子やブラックホール近傍の激しい活動を捉えられます。
EHTによるいて座A*の2017年観測では、電波だけでなく近赤外線やX線でも同時監視が行われました。X線フレアの後にミリ波の変動が強まる例もあり、異なる波長の変化がブラックホール近傍の同じ物理現象と関係する可能性が示されています。
M87でも、EHT、ALMA、電波望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡、X線衛星、ガンマ線望遠鏡などを同時に使う多波長観測が行われています。それぞれの波長で見えるスケールや放射源が違うため、画像の姿も大きく異なります。
星間物質のせいでブラックホール像がぼやけることもある
天の川銀河中心のいて座A*を見るときは、地球との間にある大量の星間ガスを通して観測する必要があります。この星間物質は電波を散乱し、画像をぼやけさせます。
この効果は波長が長いほど大きくなります。そのため、いて座A*の精密画像を作るには、星間散乱がどの程度画像を広げるかをモデル化して補正する必要があります。
EHT-Japanの解説では、東アジアVLBI観測網などのデータも利用して星間散乱モデルを絞り込み、波長1.3mmのEHT画像から散乱の影響を補正したことが説明されています。
したがって、観測画像のぼやけ方が違っても、ブラックホール周辺の構造自体が変わったとは限りません。地球までの光の通り道の違いも考える必要があります。
望遠鏡の解像度が違うと、同じブラックホールでも別の姿になる
ブラックホール周辺は非常に小さく見えるため、どれだけ細かく分解できるかが重要です。解像度が足りなければ、シャドウと明るいリングを分離できず、単なる小さな電波源としてしか見えません。
電波干渉計では、一般に観測波長が短く、望遠鏡同士の距離が長いほど高い解像度を得られます。EHTは世界各地の電波望遠鏡を同期させ、地球サイズの仮想望遠鏡として使うことで、ブラックホールシャドウを分解できる解像度を実現しました。
一方、別の波長や別の観測網では、より大きなスケールの降着流やジェットを見ています。国立天文台が公開したM87の多波長画像でも、観測装置ごとに解像度と見えている空間スケールが大きく異なります。
観測データを長時間平均すると、本当の姿と違って見えるのか
変動が遅い天体なら、長時間観測してデータを平均するとノイズを減らせます。しかし、いて座A*のように観測中に構造そのものが変化する天体では、単純な長時間平均が問題になります。
たとえば、明るい部分がリング上を移動しているのに長時間平均すれば、実際には局所的だった明るさが広い範囲へ塗り広げられたように見える可能性があります。
そのためEHTでは、時間変動を含むモデルや、短い時間区間ごとの構造を扱う画像復元手法を用います。いて座A*の画像は、静止した天体を一枚撮影する通常の写真とは異なり、変動する天体から共通して現れる平均的なリング構造を慎重に復元したものです。
ブラックホールそのものは時間とともに変化しないのか
ブラックホールも完全に不変ではありません。物質を取り込めば質量が増え、角運動量を持つ物質を取り込んだり別のブラックホールと合体したりすれば自転も変化します。
しかし、銀河中心の超巨大ブラックホールについて、人間が観測する数年程度の時間でシャドウの大きさが目に見えて変わるほど質量が増えることは通常ありません。
M87で1年後もリング径が同じだったことはこの予想と一致します。短期間に変わりやすいのは、ブラックホール本体ではなく、その周囲にある降着流、磁場、ジェット、フレアなどです。
ブラックホールの大きさによって変化の速さも違う
ブラックホール近傍で起こる現象の代表的な時間尺度は、ブラックホールの質量と関係します。小さいブラックホールほど、事象の地平面近くの軌道運動や変動の時間尺度が短くなります。
そのため、恒星質量ブラックホールではさらに短い時間でX線が変動することがあり、超巨大ブラックホールでは同じような物理過程がより長い時間尺度で現れます。
いて座A*とM87*の撮影難易度の違いも、この質量差による時間尺度の違いと深く関係しています。「大きなブラックホールほど変化しない」という意味ではなく、同じ重力半径単位で起きる現象が人間の時計ではゆっくり見えるのです。
一枚のブラックホール画像だけで何が分かり、何が分からないのか
一枚のEHT画像からは、リングの大きさ、非対称な明るさ分布、シャドウの存在などを調べられます。これらはブラックホール質量や一般相対性理論、周囲の降着流モデルを検証する重要な情報です。
しかし、一枚だけでは、その明るい場所が恒常的なのか、一時的な乱流なのかを判断しにくい場合があります。また、磁場や高エネルギー粒子、ジェット活動についても、通常の電波強度画像だけでは情報が不足します。
そのため、年を変えた再観測、偏光観測、X線・赤外線・電波の同時観測を組み合わせます。時間と波長を増やすことで、ブラックホール周囲の三次元的・動的な物理へ近づけます。
まとめ
銀河のブラックホール周辺が、観測する時間・波長・解像度によって違う姿に見えるのは、ブラックホールの周囲を光らせているプラズマが常に動き、観測条件によって見える場所やスケールが変わるからです。
ブラックホールシャドウやリングの代表的な大きさは、主にブラックホールの質量と距離で決まるため、短期間では比較的安定しています。M87では2017年と2018年でリング径は変わらない一方、最も明るい場所は変化しました。
いて座A*では、ブラックホール近傍のガスが数分から数十分で大きく変動するため、長時間観測の途中で姿そのものが変わります。さらに、電波の波長、X線・赤外線との違い、星間散乱、望遠鏡の解像度、時間平均の方法によっても画像は変わります。
したがって「ブラックホールの写真」は固定された一つの姿ではありません。安定した強重力場の影と、その周囲で激しく変動する物質を、特定の波長・解像度・時間窓で切り取った観測結果なのです。
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参考資料
- EHT-Japan「天の川銀河中心のブラックホールの撮影に初めて成功」
- 国立天文台「初撮影から1年後のM87ブラックホールの姿」
- 国立天文台「多波長同時観測でさぐるM87巨大ブラックホールの活動性と周辺構造」
- Event Horizon Telescope「First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. IV. Variability, Morphology, and Black Hole Mass」
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