2つ並んだ巨大ブラックホール、背後の星の「またたき」で見つける方法が提案された

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ブラックホールは光さえ飲み込むため、直接その姿を見ることはできない。銀河の中心にある超大質量ブラックホールが2つ寄り添って回り合う「連星」ともなれば、確認はさらに難しい。

この論文は、そのペアを見つける方法として、連星の重力がつくるレンズで背後の星の光が強く増幅される現象を使うことを提案している。

この手法を提案したのは、イギリスのオックスフォード大学とドイツのマックス・プランク重力物理学研究所(アルベルト・アインシュタイン研究所)の研究者たち。

成果は2026年、フィジカル・レビュー・レターズ136巻(061403)に掲載された。

論文の題は「Black Holes as Telescopes: Discovering Supermassive Binaries through Quasiperiodic Lensed Starlight」(望遠鏡としてのブラックホール:準周期的な恒星の重力レンズ光による超大質量連星の発見)。

近接した超大質量連星は、なぜ確認されていないのか

銀河が合体すると、それぞれの中心にある超大質量ブラックホールが出会い、束縛された連星をつくる。論文は、超大質量ブラックホール連星は銀河合体の避けられない結果だと述べている。

間隔が数パーセクから数キロパーセクの連星は多く見つかっているが、さらに近い(1パーセク未満の)連星は、まだ確認されていない。

近接した連星を電磁波で探す従来の方法の多くは、連星がガスに包まれ、明るい活動銀河核として輝いていることを必要とする。

それらは降着するガスの明るさの変動をとらえる方法だ。ところが、活動銀河核をもたない銀河が9割を超えるため、この条件を満たす連星は限られる。

アインシュタインが予言した「時空のレンズ」

重力が光の進路を曲げ、光を拡大する現象を重力レンズという。

論文は、連星によるレンズ効果を、恒星の連星や系外惑星による重力マイクロレンズ効果に似たものと位置づけている。ただし光を拡大される星は、連星と同じ銀河の中にあって、連星のすぐ背後にある星だ。

論文の計算例では、星は連星の1キロパーセク背後にある。

星が「またたく」パターンに秘密がある

レンズが2つになると、背後の星の光が極端に強く集まる領域ができる。これを「カスティック」という。

連星の間隔がアインシュタイン半径よりずっと小さく、軌道面を真上から見る配置では、カスティックはダイヤモンド型になる。

点光源がカスティック上にあれば、増光は理論上無限大になる。実際の増光は星の大きさなどで上限が決まり、論文は、半径が太陽の10〜1000倍の星を1万〜100万倍に増光できると見積もっている。

連星が回ると、カスティックも回転しながら少しずつ縮み、星の上を何度も通過する。

軌道がほぼ円で、星がカスティックの最も内側の点と最も外側の点の間の環状の領域にあれば、1周期に高増光が8回(折り目付近を横切る場合)または4回(尖点付近を横切る場合)起こる。

明るさの変化の形には、連星の質量、周期、軌道の傾き、離心率の情報が含まれる。条件によっては、増光した1個の星が銀河全体の光を上回ることもあるという。

「望遠鏡としてのブラックホール」という発想

今回の研究が着目したのは、連星が公転しながら重力波で軌道を縮めていく点だ。

論文の計算例は、総質量が太陽の100億倍で質量が等しい2つのブラックホールの連星で、星は連星の1キロパーセク背後にある。

合体の13年前には約2か月に1回の増光が起き、合体に近づくとカスティックが縮んで、ピークの数と形が変わっていく。

最大の増光は合体の3.8年前で、約180万倍になる。

この明るさの変化は、重力波検出器で記録される波形のように、連星の軌道とその変化をたどる、と論文は説明する。星のスペクトル線は、レンズで増光された星をほかの突発天体と区別するのに使える。

また、この方法は連星のまわりにガスがあることを必要としない。活動銀河核をもたない銀河でも使えるのが利点だ。

「最終パーセク」の先をたどる手がかり

この手法は、天文学の未解決の問いにも関わる。

論文の抄録は、近接した連星を見つければ、連星がどのように進化して「最終パーセク」を越え、重力波の放出で合体に至るのかを明らかにできるかもしれない、と述べている。

重力波観測との組み合わせ

近接した超大質量連星は重力波も出す。パルサータイミングアレイ(PTA)は、太陽の1億倍を超える質量の連星の集団について手がかりを与えている。

宇宙に置く重力波検出器のLISAとTianQinは、太陽の10万〜1億倍の連星の合体を記録する見込みだ。

論文は、この手法を重力波と組み合わせる使い方も示している。質量の大きい連星や軌道が細長い連星では、星の増光の記録が、合体の数か月から数年前の警告になり得る。

また、増光から連星の位置が分かれば、位置を決めずに全天を探す場合より、PTAの感度が上がるという。

鍵を握るのは、広い空を繰り返し撮る観測

この手法は、既存と今後の時間領域の観測データから探せると論文は述べる。銀河の明るさの変化を長期間くり返し記録していれば、準周期的な変動を探せるからだ。

論文が挙げる観測計画は複数ある。ベラ・ルービン天文台は、約200億個の銀河を10年間、1つのフィルターで数日の時間分解能で監視する。

ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、観測範囲は狭いが、より高い解像度で深く撮影でき、5日ほどの間隔の観測にも対応する。

ほかに、分から年のスケールの変動を見るツヴィッキー・トランジェント・ファシリティや、数分間隔の探索ができるすばる望遠鏡のハイパー・シュプリーム・カムも挙がっている。

論文の見積もりでは、赤方偏移0.3未満の銀河に、周期が10年未満で質量が近い連星による現象が、星の数密度n⋆(1立方パーセク当たりの星の数)を掛けて1〜50個ある。

ただしこれは質量が近い連星だけを数えた理論モデルの推定で、実際の検出はまだない。

この手法は理論の提案にとどまる。論文は、この方法で連星を見つけたとは報告せず、既存と今後の観測データで探せると述べている。