4月20日(土)に名古屋大学で行われた特別講演会に行ってきましたので、概要を報告します。
講演会はブラックホールの画像撮影の発表を受け、急遽決まったそうです。発表が4月10日だったので、それから10日で発表を準備したそうで、前日の打ち合わせで発表内容を修正するなど大忙しだったようです。（当日配布された資料も、前日の打ち合わせを受け、発表の順序が変更になりました。）
当日は、ホールのAV器機が故障（電源が入らなくなった）したため、急遽プロジェクターを持ち込み、音声は肉声のみという状況でした。福井先生も参加者の間を場所を変えながら講演されました。
300人の会場でしたが、6割以上埋まっていたと思うので、200名程度参加していたのではないでしょうか。参加者の中には、はれー倶楽部の方も何名かみえたようです。
講演の内容を簡単に紹介しておきます。
ブラックホールには２種類あり、１つは、太陽の30倍以上の重い星が超新星爆発してできる比較的小型のもの。もう一つは、銀河系の中心にあり、太陽の100万倍～100億倍以上の巨大ブラックホール（でき方は不明）。
ブラックホールの写真を撮るためには、見かけが大きいブラックホールを狙う必要がある。ブラックホールの大きさ（半径）はその質量に比例する。超新星ブラックホールはとても小さく、太陽の50倍の重さでもその半径は100kmにしかならない。そこで、対象は、銀河中心の巨大ブラックホールとなる。
なお、ブラックホールの写真を撮るといっても、ブラックホールからは光は出ないので、写真に撮れるのは正確にはブラックホールの周囲の光であり、ブラックホール自体はブラックホールシャドウとして確認できる。
対象となる巨大ブラックホールの一つは、われわれの銀河系の中心にある射手座Ａ*と呼ばれる最も近い巨大ブラックホール。もう一つは楕円銀河M87の中心にある超巨大ブラックホール。射手座A*は、距離3万光年、半径800万km。M87は、距離6000万光年、半径100天文単位（1天文単位は地球と太陽の距離）
いずれも、距離と大きさの比は100億分の1程度。見かけの大きさは月にあるゴルフボール程度になる。一方、これを観測するVLBIにおいても、観測する波長1.3mmと電波望遠鏡間の距離(1万km)との比は約100億分の1になる。詳しい原理は難しいそうですが、波長と基線長（電波望遠鏡の距離）の比で観測精度は決まるとのこと。
電波望遠鏡では波長1.3mmの電波（約230GHz）を正確な原子時計の時刻と合わせてハードディスクに記録し、これをスーパーコンピュータで解析して画像を得るそうです。解析方法によって結果が異なる恐れがあるため、今回の研究では、4日間の電波を記録し、その結果を4チームに分かれて解析し、その結果がほぼ一致していることを確認したそうです。
このようなインパクトのある成果を発表する時には、事前に情報が漏れないようにすることも大切だそうです。
今回はM87についての成果発表でした。EHT計画(注1参照)では、射手座A*についても同様に研究が行われているはずですが、M87と比較して銀河中心までの間は、星やガスが多く、解析に手間取っていると推測されます。
講演の後には、質問の時間があり、ブラックホールそのものに関する質問から、観測手法に関するものまで数多くの質問があり、会場の熱気を感じました。
ishi
(注1)イベントホライズンテレスコープ（E.H.T）とは、地球上にある電波望遠鏡を超長基線電波干渉法（VLBI）を用いて結合させ、銀河の中心にある巨大ブラックホールの姿を捉えるプロジェクトのこと。イベントホライズンとは事象の地平面を意味する。(Wekipediaより）