これらのモデルでは、ブラック ホールの質量は太陽の約 5,000 万倍であり、これは以前の推定と一致しています。これは、ブラック ホールの明るさを支配する規則が少なくとも 130 億年間変わっていないことを示唆しています。
ブラックホールを周回する星の質量を推定しようとしたところ、星の数は非常に少ないことが判明した。 「ケプラーの回転曲線には恒星の成分が入る余地はほとんどない」と研究者らは結論付けている。ブラックホールが存在する「銀河」内の星の総質量を推定する試みは、上限の2000万太陽質量に達しており、これはブラックホール自体の質量の半分にも満たない。
言い換えれば、QSO1 の質量の 3 分の 2 以上がブラック ホールに存在し、星が占める割合は 3 分の 1 未満です。これは、上記で「銀河」という単語が引用符で囲まれている理由を説明しています。 「私たちの知る限り、この上限により、QSO1 はこれまでに発見された中で最も『裸の』大規模 BH になります」と研究チームは結論付けています。
超大量の準備をする
論文の大部分は、この特定のブラックホールが宇宙の歴史の初期にどのようにしてこれほど大きくなったのかを考察することに費やされています。これには 3 つの主要なアイデアがあります。1 つはビッグバン後に形成された原始ブラックホールです。星形成を完全に回避する巨大なガス雲の直接崩壊。または、密集した初期の星団で形成されたブラックホールの暴走合体。
ここで研究者らは、周囲に星がほとんどない超大質量ブラックホールの存在は、3番目の選択肢を無視できることを示唆していると主張している。密集した星団が存在しない場合、合体するのに十分な量のブラックホールを生成することはできません。これにより、現時点では完全に理論上の 2 つのメカニズムが残ります。
しかし、この議論は、現在の直接崩壊モデルの多くは主な紫外線源と、QSO1 で見られるよりも多くの周囲の質量を必要とすることを示しているようです。これは、発生源として原始ブラックホールが有利であるように見えますが、そのためにはおそらく、その存在 7 億年の間に 10 倍に成長する必要があるでしょう。これは、宇宙の歴史の初期にこの集団間の合併を示していることになる。
これらはすべて、この種の裸の超大質量ブラックホールの例がさらに増えるまで、間違いなく解決されない興味深い議論を引き起こします。
Teva、2026。DOI: 10.1038/s41586-026-10579-4 (DOI について)。
