巨大楕円銀河M87の超質量ブラックホールの影。Credits: Event Horizon Telescope collaboration et al. 参照論文： Bililign T. Dullo (1), Alexandre Y. K. Bouquin (1,2,3), Armando Gil De Paz (1), Johan H. Knapen (2,3), Javier Gorgas (1) , 2020, ApJ, 898, 1 10.3847/1538-4357/ab9dff
報道： 物理学雑誌フィジックス・トゥデイ（Physics Today） にこの論文が取り上げられた。DOI:10.1063/PT.6.1.20200916a
概要： 様々な銀河型の計６７個（楕円２０個、その他４７個）の銀河サンプルの速度分散で測った超質量ブラックホールの質量と、銀河全体の紫外線（FUVとNUV）と赤外線（3.6マイクロン）からなる色（UV-3.6)の相関関係を分析してみた。
結論： 超質量ブラックホールの質量増加率（進化）は銀河の種類によって２つのモードに分けることができる。早期型か晩期型銀河では、超質量ブラックホールの質量と銀河全体の【紫外線➖赤外線】色との関係性がそれぞれ異なる。
解釈： 晩期型と早期型の銀河で違うのは、歴史が異なっていることに起因していると考えられる。この関係性を用いると、紫外線と赤外線で観測するだけで、中心の超質量ブラックホールの上限質量が測れる。
説明
まず、超質量（ちょうしつりょう）ブラックホールとは何か？
普通のブラックホールというのは密度が高ければいいだけなので、極小のものから大きいものまで理論上はできうる。しかし自然の力でブラックホールが作られるにはそれなりのエネルギーが必要だ。そんな密度を作り出せる現象といえば超巨星の中心にある核の部分ぐらいだ、それも超新星爆発の時に重力と圧力が織りなす凄まじい力が必要だ。
超新星爆発を起こす恒星は限られている。質量の高い恒星が超新星爆発（Type II SNe）を起こし、爆縮（英：implosion）からの爆発（英：explosion）をする。その後に残る超密度の天体がブラックホールである。
元の恒星の質量が足りないと、残骸は中性子星（英：neutron star）になるが、質量が足りているとブラックホールになる。ブラックホールを作り出すには元の恒星が数十〜数百太陽質量である必要がある。
このようにできたブラックホールの質量は低くて数太陽質量から、高くて数十太陽質量程度までのものがあると思われる。それに対して、SMBHの質量は低くて数万、高くて数十億太陽質量ほどの質量で、まさに桁違いに質量が高いのだ。さらに、その範囲は、質量の高いSMBHが質量の低いSMBHの数十万倍あり、普通のブラックホールの質量の範囲とケタ違いだ。
ブラックホールの質量と大きさの表（ウィキペディア参照）。左から、種類（Class）、おおよその質量（Approx. mass）、おおよその大きさ（Approx. radius）。上から超質量ブラックホール、中間質量ブラックホール、恒星ブラックホール、マイクロブラックホール。 では、宇宙のどこにそのようなブラックホールがあるのだろうか？それは銀河の中心にだ。天の川の中心にもあれば（下記の映像を参照）、M87銀河の中心（上記の画像を参照）にもある。長年、机上の空論でしかなかったSMBHだが、それらが実在することの決定的証拠が次々と、長年の観測や技術の進歩のおかげで、現れてきた。
そもそもブラックホールは宇宙で最も速い光速でも、外には出られなくなる。その超密度によって歪んだ時空の井戸から光すら脱出できないので見えないわけなのだが、ブラックホールによっては間接的に『見える』ことはある。
例えば物質がブラックホールに吸い込まれていったときにX線を発したり、ブラックホールの周りに降着円盤が発生すると今度は物質同士が摩擦で温められ、赤外線を放射したりするのだ。最近では、記憶にもまだ新しい２０２０年の物理学ノーベル賞を受賞したAndrea M. GhezとReihardt Genzelの研究で、天の川中心の恒星の軌道によって、中心の中心には超質量ブラックホールが存在することがわかった（下記の動画参照）。
VIDEO
天の川の中心にある見えない何か（超質量ブラックホール）の周りを回っている恒星軌道の１２年間に渡ったタイムラプス映像。Credit: ESO/MPE 今回の研究はそんなSMBHの質量と、銀河全体の「色」を見比べたのだ。全部で６７個の銀河を使った（２０個は早期型、４７個は晩期型）。結論からいうと、銀河の放射する紫外線と赤外線を測定すれば、中心にあるであろうSMBHの上限質量がわかってしまう、つまり「銀河の色」と「SMBHの質量」の関係性が垣間見えてきた。それも銀河型によって微妙にその関係性が違うのだ。
「紫外線マイナス赤外線」という天文学でいう「色」で銀河を見た場合、基本的には銀河が赤ければ赤い（数値が高い）ほどSMBHの質量は高く、逆に銀河全体が青ければ青いほど、SMBHの質量は低いという相関関係だ。
そしてその関係性が２種類あると我々の研究は示している：銀河を晩期型（late-type）と早期型（early-type）で分けた場合、微妙に関係性が違う。
訳：直接的に観測したSMBH質量(MBH)とホスト銀河のトータル（つまりバルジ＋ディスク）UV – 3.6 µm 色 (CUV,tot)の相関関係。早期型と晩期型銀河のMBH – CFUV,tot関係（左）とMBH – CNUV,tot関係（右）。早期型銀河に含まれてるのはE, E-S0, S0, とS0-a。晩期型銀河（つまりSa, Sb, Sc, Sd, Sm, そしてIrr）は青色で描かれている。早期型と晩期型、それぞれを別々に線形フィットをすると、傾きがはっきりと違う赤と青のシーケンスが明確になる（表１参照）。赤の実ラインと青の実ラインは、早期型と晩期型のデータを対照的BCESバイセクターフィットしたもので、それぞれのフィットの１σの不確定領域をグレー色で表している（表１参照）。ダッシュ線とドットダッシュ線は固有スキャター（散乱）の１倍と３倍を表す。MBHとCUV,totの誤差も表示し、ブラックホールの 上限質量しかない銀河はMBHの下方の不確実性だけを表示している（詳細は本文 参照）。 銀河の中心にあるブラックホールの質量はどうやって測るの？
M101渦巻銀河。中心の赤茶色の丸っこい部分がバルジ。その周りに円盤があり、その円盤に青い渦がある。Credit: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) 円盤（英：disk又はdisc）や渦（英：spiral）と同じようにバルジ（英：bulge）も恒星でできている。ただ、円盤の恒星の動きは大体どれを取っても円軌道であり、中心からの距離によってどれも方向と速度は大体同じである（だから円盤になってる）。
しかしバルジの恒星は違う。軌道がバラバラ、速度も方角も各々ちがうのだ。それでも全体的に見ると丸っこい形を保っているのは、そこに何かの法則があるということでもある。
楕円銀河には円盤は無く、大きなバルジだけのような銀河である。全体的に回転していても、それぞれの恒星の軌道がランダムなので、モヤっとしたかたまりに見える。
巨大楕円銀河 ESO 325-G004。Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA); J. Blakeslee (Washington State University) バルジの恒星の速度分散
そんなバラバラな軌道を持った恒星の速度の総合を、速度分散 （そくどぶんさん、英：velocity dispersion）というもので測れる（小文字のシグマ、σ、単位はkm s-1 、で表される）。光のドップラー効果を利用した計測方法だ。
速度分散とは、簡単にいうと、バルジの恒星の平均速度のようなもの。ひとつひとつの恒星の軌道速度や方向もバラバラでも、総合的にみるとこのぐらいだよね、という値が観測で測れる。
様々な銀河のバルジの恒星の速度分散を測っていくと、なんと！銀河によって中心の恒星の速度分散がちがうのだ。これは一体どういうことか？
例えば速度分散が高いとする（つまり恒星がビュンビュンと飛び回っている）と、そのような速度を叩き出すためには時空が相当歪んでいなければならない。必要な時空の歪みが計算できる。そんな強い時空の歪みを生み出すには超質量の何かが必要なのだ。その何かがSMBH以外にはありえないのだ。
SMBHの質量が高ければ高いほど時空が歪み、周りにある恒星達の軌道に影響し、恒星軌道の平均速度は上がり、星達は早く動くので、速度分散σは大きくなる。逆に中心のブラックホールの質量が低いと、恒星軌道の平均速度は下がって、星達は遅く動き、速度分散は小さくなる。これが今もっとも知られている【SMBHの質量と速度分散σの関係】、【超質量ブラックホールの M-σ（エム・σ）関係（英：M-sigma relation）】と呼ばれるものだ。
M-σ関係。速度分散σ（km s-1）と他の測定方法で得たSMBHの質量（太陽質量）の関係。 この関係のすごいところは他の手法で測った【SMBHの質量】と【速度分散】の関係がほとんど一直線に並ぶからなのだ。つまりこれは、速度分散を測りさえすれば、SMBHの質量が測れてしまうということだ。
銀河の他の性質とブラックホールの質量とはどうだろうか？今回、我々の研究では初めて【銀河の色】と、速度分散を用いて測った【SMBHの質量】の関係性を探った。これらは同じ銀河系外天文学という狭い分野のなかでも、やや離れた専門性を要する。
銀河の色というのは銀河スケールの大きさで、数万〜数十万光年単位の大きさの話。対して、SMBHというのは、銀河の中心もド中心に位置し、大きさも〜0.01光年ほどのもの（質量によってサイズが違う）である。銀河のスケールからしたらとても小さい部分なのだ。
そんな小さな小さなスケールのものが大きな大きなスケール、銀河全体に、影響を及ぼしているのか？逆に銀河全体の性質によって中心のSMBHに影響を及ぼしているのか？はたまた相互作用がるのか？謎は続く。
エドウィン・ハッブルの銀河分類のチューニングフォークダイアグラム。楕円形（Ellipticals）やレンズ銀河（S0）はハッブルの時代では先に生まれるのが早期型（early-type）、やがて渦巻や棒渦巻（Spirals）に進化していくであると思われていたことから晩期型（late-type）と呼ばれるようになった。近年では逆の進化説が有利であり、むしろ渦巻銀河の方が「若い」銀河であり、周りの銀河とマージ（合体）を繰り返し、最終的には楕円銀河になると考えられている。楕円銀河は「老いた」銀河と考えられている。 【銀河円盤の色】が青い銀河（グラフで青い点）、つまり恒星生成が盛んな銀河、つまり晩期型（英：late-type）と呼ばれる主に渦巻銀河や不規則銀河は、色が青から赤に行くに連れ【SMBHの質量】がゆっくり上がっていくのだ。
それに対し、【銀河円盤の色】が赤い銀河（グラフで赤い点）、つまり恒星生成が沈静化した銀河、つまり早期型（英：early-type）と呼ばれる、主に楕円銀河やレンズ銀河（S0型銀河、グラフで黄色の点）は、色が青から赤に行くに連れ【SMBHの質量】がより早く上がっていくのだ。
「早期型寄りな渦巻銀河（英：early-type spirals）」（S0-a型やSa型銀河）（グラフで緑色の点）は、どちらかというと早期型だが、中には晩期型の銀河もある。早期型と晩期型銀河の中間であり、レンズ銀河のS0型の性質もあり、渦巻型のSa銀河の性質も兼ね備えている。
ポイントはこの「より早く上がっていく」というところだ。上記のグラフを見ると、青い線と赤い線（平均線）の角度が微妙に違う。赤い線の方が青い線より縦方向に近く、傾きが大きいのが見える。
これは我々が早期型と晩期型と銀河を分けてからトレースした線だ。一本の線をトレースするより、銀河を種類別に分けるともっと関係性が狭められることがわかった。何種類かのモンテカルロ手法でその二つの関係性が妥当なものかどうかを調べたところ、妥当だという結論に至った。
これはどういうことか？我々の解釈では銀河形成の過程が違うからこのように２パターンに別れるというものだ。渦巻銀河の場合、時間をかけて中心のブラックホールが少しづつ大きくなると考えられる。たまにガスや恒星を吸収し、独自の、そして孤立した進化の過程（英：secular evolution）を歩むと考えられている。銀河と銀河がぶつかるマージャー イベントが少ない、銀河群や銀河団から離れた所にある渦巻銀河の進化パターンである。
一方、楕円銀河には新しい恒星を生成するガスがもうなくなっている。つまりブラックホールが大きくなる材料が一つ消耗している。しかし銀河と銀河がぶつかる銀河マージャーで楕円銀河が大きくなると考えられる。つまり超質量ブラックホールと超質量ブラックホールが合体して大きくなるのでは？と考えられる。もう一つの銀河の進化パターンである。このように銀河型によって、二つの進化チャンネルがある可能性が出てきた。
いずれにせよ、二つの大きく違うスケールでの出来事が関係性を持つということがわかったのはとても興味深いことだ。相関関係は因果関係ではないが、これからの研究でさらによりハッキリと見えてくるはずだ。
