ブラックとは？/ 学生ローン
[ 187] サラ金ブラックリスト.com
[引用サイト] http://kuro.rikon-web.jp/
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借金返済や金融業者に関わる事故情報とはなんでしょう？借金をサラ金（消費者金融）などでしているとこのようなことについて気になる方も多いでしょう。 関連する用語しては、本ホームページのタイトルにもなっている「ブラックリスト」です。しかし、この用語は実際には存在しません。しかし、消費者金融などの借金の返済状況などが登録される機関は存在します。この機関に事故情報として登録されることの俗称として言っているのです。 実際に事故情報という言葉や、信用情報が登録される機関というのは一般にはあまり知られていませんので、実際にこのような問題について説明をするときは「ブラックリスト」と呼ばれることが非常に多くなっています。 ＊上記説明のとおり正式名称としては存在しませんが、本ホームページでは事故情報として記録されることについての表現として用いています。 消費者金融などで借金をまったくしたことが無いという方は、少ないと思います。特に自営業の方は生活のためだけではなく事業のためにも借金をしているという場合も多いでしょう。 サラ金というのは良くテレビCMなどでも流れている消費者金融のことを指していますので、消費者金融からの借入経験については無い人は当然いるでしょう。 たとえば、マイホームを購入するために住宅ローンを銀行で借り入れたり、車を購入するときのローンなどを銀行や信販会社でお金借りた経験などを含めるとなると非常に多くなると思います。 とはいえ消費者金融だろうと銀行だろうと借金をした方が全員が事故情報として載るわけでもありませんし、借金の額が大きければ載る訳でもありませんし、いろいろなところから借金をしていると載る訳でもありません。 借金をして事故情報に載るとどうなるのか？載ってしまうと一生そのままなのか？載ってしまうと一生ローンを組めなくなるのか？ 本ホームページではそのような方にとって有益な情報をまとめていますので自分の気になる情報をぜひご覧ください。 事故情報の問題については、まったく借金をしないで生活を送ることが難しい現代社会においては、ほとんどの方が気になることだと思います。 しかし、このようないわゆる“ブラックリスト（信用情報）”についてはほとんど一般の方には知られていないのが現状です。 いざ問題が起こってから慌てて情報を探したり、弁護士等の専門家に相談をすることになるのが現実ではないでしょうか。 ぜひとも本ホームページをご覧になっている皆さんには皆さんの生活にも直結するサラ金などの事故情報の基礎知識を身に付けて頂けたらと思います。 消費者金融などのブラックリスト（信用情報）について調べていくとその制度・仕組みは当然お金を貸す側のためにあるものではあるのですが、それにより間接的にお金を借りる側にとっても意味・メリットのある制度・仕組みになっていることが分かってきます。 事故情報などの情報に惑わされたり振り回されるのではなく、その制度・仕組みを上手く活用していけるようになりたいものです。 本ホームページでは、消費者金融などで借金をしている方、借金の返済が滞っている方、昔借金があった方が気になる事故情報について解説しています。 司法書士は、弁護士と同じく（一定の制限はあります）裁判所へ提出する書類の作成などが行える国家資格者として借金・消費者金融・事故情報の問題について相談をすることが可能です。 司法書士の中には借金・消費者金融・事故情報の業務を扱わず登記業務などを専門的に扱っている場合もあるからです。 司法書士に相談しようと思ったら皆さんがお住まいの地域に設置されている「司法書士会」に電話をして司法書士を紹介してもらうと良いでしょう。 消費者金融や事故情報の問題でも司法書士とは違い、請求額が大きくなった場合にもすべての裁判所手続きを代理して行うことができる唯一の資格者です。 相談するとしても敷居が高く感じるかもしれませんが、各県ごとに設置されている地域の「弁護士会」などに電話をして借金・サラ金・事故情報について相談できる弁護士を紹介してもらうと良いでしょう。 弁護士などに比べると知名度は落ちますが、消費者金融や事故情報の問題でも裁判所の関与しない書類の作成や相談はすることが可能です。 ただし、消費者金融や事故情報の問題に関しては裁判所を関与させないまま解決することは困難な場合が多いですし、業者との直接の交渉も行政書士は行うことができません。 事故情報、消費者金融の問題に関しては万能とは言えない面もありますので、行政書士へ相談をするときは事前にあなたの困りごとの相談に乗ってもらえるか問合わせをしておいたほうが良いでしょう。 以上、一般の方が相談をするときの法律の専門職者の紹介をさせて頂きました。それぞれの専門職によって得意とする分野や、業務として対応できる範囲が違うのでそれぞれの困りごとに応じて相談してみてください。 このようなことに関しては、問題が深刻化する前に専門家に相談するなどして早期に対応することが何より大事になってきます。 ＊上記で紹介している弁護士等の国家資格者であっても事故情報（信用情報）に関する相談には対応してもらえない場合もありますのでご注意ください。 サラ金ブラックリスト.comに記載されている内容に基づき損害を負った場合も、サラ金ブラックリスト.com運営責任者は一切の責任を負いかねます。 借金や消費者金融問題の解決について利用されるときは自己の責任のもとに情報を利用してください。判断に迷うこと消費者金融などへの借金でお困りのことなどについては、弁護士等の専門家に相談されることをお勧めします。 サラ金ブラックリスト.comでは知っているようで知らないサラ金（消費者金融）などの事故情報についての解説をしています。 |
[ 188] ブラックホール - Wikipedia
[引用サイト] http://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%96%E3%83%A9%E3%83%83%E3%82%AF%E3%83%9B%E3%83%BC%E3%83%AB
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伴星からガスを取り込むブラックホールの想像図 伴星（右）の大気は自らのロシュ限界内いっぱいに広がっている。ブラックホールのロシュ限界と伴星のロシュ限界は一点で接触しており、ロシュ・ローブを形成している。伴星の大気は接触点を通り、ブラックホール側に移動していく。ガスは角運動量を持っているため、ブラックホールの周囲に降着円盤（左）を形成する。降着円盤と垂直方向にはジェットが放出されている ブラックホール(Black hole)は、重力が強く、光さえも抜け出せない領域のことを指す。大質量の恒星が超新星爆発した後、自己重力によって極限まで収縮することによって生成したり、巨大なガス雲が収縮することで生成すると考えられている。ブラックホールの境界は、事象の地平面 (event horizon) と呼ばれる。一般相対性理論では、厳密にはブラックホールは、『時空の他の領域と将来的に因果関係を持ち得ない領域』として定義される。 ブラックホールの周囲には非常に強い重力場が作られるため、ある半径より内側では脱出速度が光速を超え、光ですら外に出てくることが出来ない。この半径をシュヴァルツシルト半径と呼び、この半径を持つ球面を事象の地平面（シュヴァルツシルト面）と呼ぶ。また、この天体を「ブラックホール」（黒い穴）と命名したのはアメリカの物理学者ホイーラーである。ブラックホールそれ自体は不可視だが、ブラックホールが物質を吸い込む際に降着円盤を形成するので、そこから放出するX線やガンマ線、宇宙ジェットなどによって観測が可能である。 ブラックホールは単に元の星の構成物質がシュヴァルツシルト半径よりも小さく圧縮されてしまった状態の天体であり、事象の地平面の位置に何か構造があるわけではない。よってブラックホールに向かって落下する物体は事象の地平面を超えてそのまま中へ落ちて行く。実際には、有限な大きさを持つ物体は強力な潮汐力を受けるため、事象の地平面に到達する前に素粒子レベルで破壊されてしまうと考えられる[1]。一方、ブラックホールから離れた位置の観測者から見ると、物体が事象の地平面に近づくにつれて、相対論的効果によって物体の時間の進み方が遅れるように見える。よってこの観測者からは、ブラックホールに落ちていく物体は最終的に事象の地平面の位置で永久に停止するように見える。同時に、物体から出た光は赤方偏移を受けるため、物体は落ちていくにつれて次第に赤くなり、やがて可視光から赤外線、電波へと移り変わって、事象の地平面に達した段階で完全に見えなくなる。 ブラックホールの中心には、密度、重力が無限大である特異点がある。そこでは時空の性質を記述するアインシュタインの一般相対性理論が成り立たないため、特異点の性質その他を従来の物理学を用いて議論することはできない。 ブラックホールの理論的可能性については、ニュートン力学の時代に先駆的な着想があった。1796年にフランスの政治家・数学者ラプラスは、アイザック・ニュートンの万有引力の理論を極限まで推し進めて、「物質が十分に集積すれば、その重力は光の速度でも抜け出せないほどになるに違いない」と予測した。また1783年にイギリスのジョン・ミッチェルも同様の論文を発表している。 現代的なブラックホール理論は、アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論が発表された直後の1916年に、理論の骨子であるアインシュタイン方程式をカール・シュヴァルツシルトが特殊解として導いたことから始まった。シュヴァルツシルト解は、時空が球対称で自転せず、さらに真空であるという最も単純な仮定で一般相対性理論の厳密解を導くことで得られた。シュヴァルツシルト解には、原点の特異性と、シュヴァルツシルト半径における特異性がある。座標の取り方で後者の特異性は除去されることが後に分かったが、原点の特異点は物理的に残される。これがブラックホールであると認識されるようになったのは、1960年代のことである。 1930年代末、ロバート・オッペンハイマーは、当時の物理学界を賑わせていた中性子星存在の議論の中で、恒星が崩壊してできる中性子星の質量には上限があり、超新星爆発の後に形成される中性子の核の質量がその上限よりも重い場合、中性子星の段階にとどまることなくさらに崩壊するであろう、と、重力崩壊現象を予言した。しかし、オッペンハイマーはここまで研究を進めたところで、原子爆弾開発を目的とするマンハッタン計画に参画することとなり、彼はロスアラモス研究所の所長に任命された。それ以来、彼のブラックホール研究は途絶えたものと思われる。 1963年、ロイ・カーが軸の周りに一定の角速度で回転するブラックホールについての厳密解を導いた。カー解は、ブラックホール唯一性定理により、軸対称定常・真空かつ無限遠平坦という仮定のもとでのアインシュタイン方程式のただ一つの解であることが示されており、ブラックホール脱毛定理（無毛定理）の描像とあわせて、物理的に形成されるブラックホールの最終段階と考えられている。1973年に京都大学の冨松彰と佐藤文隆が発見したトミマツ・サトウ解はカー解を歪めたもので裸の特異点が存在する。そのため、物理的には生じないと考えられている。 なお、ブラックホールという名前は、ジョン・アーチボルト・ホイーラーが1967年に命名した。それまでは、コラプサー（崩壊した星）などと呼ばれていた。 このように、ブラックホールの存在は古い時代から予言されてきたが、当初はあくまで理論的な存在に過ぎず、サイエンス・フィクション、とくにハードSFの世界で小道具や大道具として用いられるのみであった。しかし1970年代に入るとX線天文学の発展によって、X線源が普通の恒星と連星を作っているX線連星が多数発見されるようになった。連星の公転周期を観測するとその星の質量を見積もることができ、またX線の明るさの変動のタイムスケールからX線源の大きさを推定できる。これによって、X線連星の一つであるはくちょう座X-1がブラックホールの有力な候補として初めて確定し、その後も同様の天体が発見されている。 1990年代になると、銀河中心部から放出される電波の観測や、我々の銀河系の中心近くの恒星の運動の長期にわたる追跡観測が行われ、これによって、数多くの銀河の中心部に太陽の数百万倍から数十億倍という大質量のブラックホールが存在することが確認されている。このことから、宇宙に無数に存在する銀河の大部分の中心核には超巨大ブラックホールがあると考えられている。 まだ理論上の結論であって実際に観測されてはいないが、ブラックホールを肉眼で確認しようとすると、ブラックホール自体は光を出さないために宇宙に黒い穴があるように見えるが、その周囲は重力レンズの影響によって星が集まっているように見えると言われている。 写真は、天の川を背景として、太陽の10倍の重さのブラックホールを600km離れた場所から見た場合のシミュレーション写真である。ブラックホール周囲は光がブラックホールに落ちていくために真っ暗に見えるが、その周囲は光が捻じ曲げられて、背景の星が集まって見える。 ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図） HR図は縦軸に絶対等級、横軸に表面温度を表すスペクトル型をおいた恒星の分布図である。ブラックホールを形成できるほど重い恒星は、進化に伴って図の右下から左上に移動し、その後、右方向に向かって折れ曲がり、巨星に進化する ブラックホールは物質の進化のある枝の一端を成していると言ってもよい。ビッグバンにより始まった純粋なエネルギーであった宇宙が、やがて素粒子を生み出し、素粒子が結合して原子となる。宇宙初期には水素やヘリウムといった最も軽い元素が作られたと考えられている。 軽元素からなる雲は重力によって収縮し、中心部の圧力と温度が上昇して核融合が始まり、原始星となる。核融合が始まると熱的な膨張力が発生して重力による収縮に拮抗する効果を生む。熱による膨張と重力による収縮がつりあった時点で星は安定する。また、核融合によって放出される光子は星の表面から放出され、星は主系列星として明るく輝き始める。 恒星が核融合で水素を使い果たして主系列星の時代を終えると星は次の段階に変化する。主系列星の後にどのような過程を経るかは星の質量によって違ってくる（詳細は恒星進化論を参照のこと）。 質量が太陽程度から太陽の数倍までの星の場合には、主系列星の後に赤色巨星の段階を経て、星の外層部分を恒星風として周囲に放出して惑星状星雲を作る。星の中心部分は核融合でできた炭素・窒素・酸素などの元素からなる白色矮星となり、このまま次第に冷却して一生を終える。 質量が太陽の約8倍よりも重い星の場合は、巨星に進化した後も中心部で核融合によって次々に重い元素ができ、最終的に鉄からなる中心核が作られる。鉄の原子核は結合エネルギーが最も大きいため、これ以上の核融合反応は起こらず、星の中心部は熱源を失って重力収縮する。収縮が進むと鉄の原子核同士が重なり始め、陽子と電子が結合して中性子になって、やがては星の中心部がほとんど中性子だけからなる核となる。この段階では核全体が中性子の縮退圧によって支えられるようになるため、重力収縮によって核に降り積もる物質は激しく跳ね返されて衝撃波が発生し、一気に吹き飛ばされる。これが超新星爆発である。超新星爆発の後には中性子からなる核が中性子星として残される。残った中性子星が光やX線を激しく放出するパルサーとなる場合もある。 質量が太陽の約20倍以上ある星の場合には、自己重力が中性子の核の縮退圧を凌駕するため、超新星爆発の後も核が収縮（重力崩壊）を続ける。この段階ではもはや星の収縮を押しとどめるものは何も無いため、重力崩壊はどこまでも進む。こうしてシュバルツシルト面より小さく収縮した天体がブラックホールである。 ブラックホールに落ち込む物質は強力な潮汐力によって破壊され、ブラックホールを取り巻いて回転する降着円盤を作る。降着円盤の質量に比べてブラックホールの質量が十分に大きければ降着円盤を構成するガスは質点の周りのケプラー運動に近い差動回転をする。このため降着円盤のガスは粘性による摩擦を受けて加熱され、X線やγ線を放出する。同時に角運動量を失って次第に中心へ落ちていき、ブラックホールに飲み込まれる。ブラックホールのシュヴァルツシルト半径はブラックホールの質量に比例するため、ブラックホールが物質を飲み込んで質量が増えると事象の地平面（シュヴァルツシルト面）の半径も大きくなる。 天の川銀河の中心部にあるブラックホールは、太陽の200万倍の質量を持った巨大な存在である。1995年には、銀河M106の中心に太陽質量の3600万倍の質量のブラックホールがあることが確認されている。同様にして、これまでに多くの銀河の中心部に106-8太陽質量の大質量ブラックホールの存在が確認されている。 しかし、このような大質量ブラックホールの起源についてはあまり良く分かっていない。1970年代後半に考えられていたシナリオは、巨大なガス雲が一気に収縮してブラックホールを作るという説、高密度の星団の中心部分が重力熱力学的に進化してブラックホールとなるなどといった説であったが、いずれも理論的・観測的な困難があった。しかも、通常の恒星進化の果てに生み出される恒星質量クラスのブラックホールと銀河中心に見られる大質量ブラックホールの中間的な質量を持つブラックホールがこれまで全く発見されず、両者の間に関係があるかどうかも不明であった。 しかし1999年から2000年にかけて、日本の研究者グループによる電波やX線での観測から、M82 銀河の内部に太陽質量の1000倍程度のブラックホールがあるらしいことが初めて明らかになった。これを受けて現在、以下のような大質量ブラックホールの形成シナリオが考えられている。 銀河どうしの近接遭遇や衝突などによって銀河内部で爆発的な星形成（スターバースト）が起こり、これによって若くて密度の高い星団が大量にできる。このような星団には重い星が大量に含まれるため、高密度な環境ではこのような星同士が合体してさらに大きな星となり、ますます合体しやすくなるという合体不安定という過程が進行する。こうして作られた重い星の寿命は非常に短いので早い時期に超新星爆発を起こし、太陽の数十倍から100倍の質量を持つブラックホールが誕生する。これらの合体によって103太陽質量程度の中間質量ブラックホールが星団内にでき、このような星団がいくつも銀河の中心に向かって沈む。沈む途中で星団自体は潮汐破壊され、中間質量ブラックホールが銀河中心にたまり、互いに合体して大質量ブラックホールとなる、というものである[2]。 さらに巨大なブラックホールは銀河同士の衝突により核である大質量ブラックホール同士の合体によって生じるのではないかと考えられており[3]、OJ287クエーサーで太陽の180億倍もの極めて大きな質量のブラックホールと、1億倍太陽質量のより小さなブラックホールの連星系が見つかったと発表されている[4]。 2005年にはチャンドラX線観測衛星によって M74銀河にも約10,000太陽質量という中間質量ブラックホールが発見されており、今後観測データが蓄積されることでこの仮説の妥当性が検証されていくものと考えられている[5]。 古典物理学においてはブラックホールはただひたすら周囲の物体を飲み込み質量が増大してゆくだけである。しかし、一般相対性理論に量子論を加えた理論を開拓したことで知られるホーキングは、ブラックホールから物質が逃げ出して最終的にブラックホールが蒸発する可能性を指摘した。その理論は以下の通りである。 量子力学ではエネルギーと時間は不確定性関係にあり、時空の微小な領域で粒子と反粒子の対生成・対消滅が絶えず起こっているとされる。ブラックホールの地平面の近傍でこのような仮想粒子対が生成すると、それらが対消滅する前に、片方の粒子（反粒子）がブラックホールの地平面内に落ち込み、もう一方の反粒子（粒子）が遠方へ逃げ去ることがある。反粒子（粒子）の運動は粒子（反粒子）が時間軸をさかのぼって運動していることと等価なので、粒子（反粒子）がブラックホールから時間軸をさかのぼりながら地平面に達し、地平面を通り抜けると時間軸を下りながら運動するとみなせる。すなわち粒子がブラックホールから地平面を通り抜けて飛び出してきたように見える。 この粒子の放出はブラックホールの地平面上で確率的に起こるため、巨視的にはブラックホールがある温度の熱放射で光っているように見える。これをホーキング輻射と呼ぶ。この輻射によってエネルギーを失うと（エネルギーは質量なので）ブラックホールの質量は減少する。ホーキング輻射の温度はブラックホールの質量に反比例するため、通常の恒星質量程度のブラックホールではこの効果は無視できるほど小さい。しかし、陽子質量ぐらいの微小なブラックホールではこの量子効果は無視出来ない。ホーキング輻射で質量が減るとさらにこの効果が強く働いて輻射の強度が増え、加速度的に質量とエネルギーを失い、最後には爆発的にエネルギーを放出して消滅する。これがブラックホールの蒸発である。この蒸発の最後のプロセスがガンマ線バーストとして観測されるとする説もある。我々の宇宙が閉じた系でない限り、極めて長い時間の間には全てのブラックホールは蒸発すると考えられている。 一方で、このようにブラックホールの蒸発が起こるとすると、次のようなパラドックスが生じる。質量 M のブラックホールに質量 m の物体が吸い込まれた後、ホーキング輻射によってブラックホールが質量を失って再び質量 M に戻るという過程を考える。ここで、ホーキング輻射は完全な熱放射であるため、その輻射は各時点でのブラックホールの質量から決まる温度以外に全く特徴がない。よって、最初に吸い込まれた質量 m の物体がトマトであってもオレンジであっても、最終状態は「質量 M のブラックホール+質量 m 分の光子」という全く同じ状態になる。つまり吸い込まれた物体についての情報は完全に失われてしまう。しかしこれでは初期状態が異なっているにもかかわらず同じ最終状態に達することになり、量子力学の時間発展のユニタリ性と矛盾する。このパラドックスは「ブラックホールの情報喪失問題」と呼ばれて長年議論されてきた。 これについて、2004年7月21日にホーキングは「ブラックホールに吸い込まれた物質が持っていた情報はブラックホールの蒸発に伴って何らかの形でホーキング輻射に反映され、外部に出てくる」という新説を発表し、従来の自説を修正した。 2007年運転開始の加速器LHCで極小型のブラックホールの生成実験が予定されている。 余剰次元理論に基づく計算によれば、LHCの衝突エネルギー（7TeV（7テラ電子ボルト））で極小ブラックホールの生成が可能であるとされ、余剰次元理論の検証ができると期待されている。余剰次元モデルが正しくなければブラックホールは生成しないが、生成した場合、ホーキング放射によって，ブラックホールは直ちに蒸発すると考えられている。 落雷等に伴い極稀に発生・目撃されることのある球電現象を説明する、諸説ある理論(英語版)のひとつにブラックホール説が挙げられている。宇宙線に含まれる陽子等の荷電粒子が雷雲から生ずる電場により大気中で加速され、放射線量が上昇することが原子炉周辺の環境放射線モニタ等により観測されている[1]が、ブラックホールを生成するだけの衝突エネルギーに達し得るかどうかが先ず問われる説と言える。 1903年ロシアの森林上空で起きたツングースカ大爆発の原因を、小型ブラックホールが地球を通り抜けたものとする説が1973年テキサス大学の物理学者らにより提唱された。当時、彼等の説が広く支持されることはなかったが、その後のホーキング放射説により見直されている。[2] 『時間と空間の果て』（石原藤夫、徳間文庫） - 世界で最初期にブラックホール・ワームホール航法をSFに取り上げた短編作品。 『ブラックホール惑星』 - 数グラムしかない極小ミニミニ・ブラックホールが登場。ブラックホールのお茶漬けなどに利用。 『ホワイトホール惑星』 - ブラックホールとホワイトホールを並べた「白黒穴帆型推進システム」で光速を超える。 『さよならジュピター』（小松左京、ハルキ文庫） - 太陽系に衝突するブラックホールを木星を利用して軌道変更させようとした。映画化もされている。 『輝く永遠への航海』（グレゴリー・ベンフォード、ハヤカワ文庫） - 人間と機械の覇権をかけた戦い。ブラックホールに潜む生命が登場。 『ガイア』（ディヴィッド・ブリン、ハヤカワ文庫） - 極小ブラックホールが落下してしまい、地球は危機に瀕する。 『マッカンドルー航宙記』（チャールズ・シェフィールド、創元SF文庫） - カー=ニューマン・ブラックホールを偏愛する天才科学者の冒険。 『サイバーナイト 漂流・銀河中心星域』上下（山本弘、角川スニーカー文庫） - 超光速航法の事故で銀河中心核附近にジャンプした傭兵組織とバーサーカーとの戦い。 『ザ・サード〜異界の森の夢追い人（プロメテウス）』 - 500億の人々を死に追いやった星喰らい（スター・イーター）と呼ばれる擬似ブラックホール生命体「プロメテウス」。これを危険視した種族が全く同じ4つの人工ブラックホールを使って脱出不可能な牢獄を生み出し、「プロメテウス」を封印した。 『星界の紋章』（森岡浩之、ハヤカワ文庫） - 平面宇宙においてブラックホールが通常宇宙から吸い込んだ物質を時空粒子に変換し、ユアノンという素粒子がホワイトホールとして逆の働きをするという設定。 『コスモス・エンド』（トム笠原、集英社ジャンプコミックス） - 銀河中心核ブラックホール、ギンヌンガ・ガップを巡るある惑星が、宇宙の命運を握る。 『2001夜物語』 - 死期を迎えた女性が数十年前に事故でブラックホールに吸い込まれ外の世界から見て事象の地平面に永久に静止している夫の宇宙船の元へ自ら赴き、本人体感時間で1分弱の再会を果たす。 『ムーン・ロスト』（星野之宣） - 人類がマイクロブラックホール制御技術を確立しているが、隕石迎撃に使った結果事故が発生し月が崩壊している。 『トップをねらえ!』（1988年、ガイナックス） - 銀河中心核を巨大ブラックホール化する超兵器「バスターマシーン3号」が登場。高重力下で時間の流れが遅くなる現象も描写され、これが物語にも関わっている。 『大空魔竜ガイキング』（1976年、東映動画） - 地球を侵略する敵「暗黒ホラー軍団」は故郷の惑星がブラックホールに吸い込まれそうになっているという設定。また、彼らはブラックホールを研究した結果、人工的に短時間だけブラックホールを生み出す「デスクロス」を起こすことができ、これを超光速航法にも用いている。 ^ 地平面での潮汐力はブラックホールの質量による。銀河中心のブラックホールのような巨大なものの場合、潮汐力は意外に弱い。人間サイズの観測者が地平面を横切っても素粒子レベルで破壊されるようなことは起きない。 |
[ 189] ジョルジュ・ブラック - Wikipedia
[引用サイト] http://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%B8%E3%83%A7%E3%83%AB%E3%82%B8%E3%83%A5%E3%83%BB%E3%83%96%E3%83%A9%E3%83%83%E3%82%AF
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セーヌ川沿いの町アルジャントゥイユで生まれル・アーヴルで育った。少年時代は家業のペンキ屋・装飾画家の見習いをしながら、1897年頃から1899年までエコール・デ・ボザールで夜に絵を学んだ。 1900年にパリに出て、1902年（22歳）から美術学校に通う。初期の頃はアンリ・マティスの影響を受け、野獣派に近い作品を制作していた。1907年、サロン・ドートンヌでセザンヌの記念回顧展を訪れ、また同じ年の11月には詩人ギヨーム・アポリネールと共にピカソのアトリエを訪れ『アヴィニョンの娘たち』を見たことで衝撃を受ける。偶然ではあるが、ブラックはセザンヌとピカソの絵画にほぼ同時に影響を受けることとなった。以降しばらくの間、レスタックとパリを往復しながら絵画制作に取り組んだ。 1908年、セザンヌ的な風景画をブラックは数点残した。しかし、セザンヌに影響されたとは言えその作品はセザンヌとはまったく異なるものである。後にマティスに「小さなキューブ」と評される『レスタックの家々』や、ブラック最初のキュビスム的作品と言われる『家と木』（Maisons et arbre）もこの年に製作された。この時期の絵画（風景画）で非常に興味深いのは、セザンヌ的な構図ながらキュビスム的である、ということである。『家と木』を例にとれば、セザンヌの風景画のように遠近のダイナミズムの強調のためか手前に木を配しているが、家自体は単純な立方体（キューブ）で表現されているのである。ピカソがアフリカ芸術への取り組みからキュビスムへ発展したと言われているのに対し、ブラックはセザンヌへの取り組みからキュビスムへ発展したのである。これは後にキュビスム絵画を展開するにあたって大きな意味を持つこととなり、留意すべき点である。そして1909年の冬から春にかけて、ピカソとブラックは初めての共同作業を始めることになる。 1909年、ブラックはパリで2点の作品をサロンへ出品した。このとき初めてキュビスム的絵画が大衆へ曝されることとなり、大きな噂となる。実はブラックやピカソの絵は、これよりも少し前から公の場にはあまり出ていなかった。なぜなら、ドイツ人画商カーンワイラーが彼らの作品をコントロールしていたからである。彼は急進的な画家をいち早く抱えこみ、彼らの作品を自身の画廊に展示していた。サロンへの出品を止めるよう諭しながら、安定的な報酬を画家たちに約束したのである。そのためブラックやピカソらをギャラリー・キュビスト、その他の追従的なキュビストたち（ロベール・ドローネー、アルベール・グレーズ、フェルナン・レジェ、ジャン・メッツァンジェ、アンリ・ル・フォーコニエら）をサロン・キュビストと区別する場合もある。前衛芸術を擁護した詩人アポリネールがその垣根を越えたキュビスト同士の交流を促進させたため、その後キュビスムという芸術が広く認知されるようになっていった。それまで遠近法を用いたアカデミックな芸術に慣れ親しんでいた大衆たちは、突然の新しい芸術に熱狂した。しかし、それが必ずしも歓迎されたわけではなく、レジェやドローネーらがサロンへ出品して世間の関心を集めて大騒ぎされてしまうと、それが影響してかブラックやピカソはますます秘密主義になっていってしまったのである。だが彼らサロン・キュビストたちのお陰でキュビスムが（良い意味でも悪い意味でも）名声を得ていったことは指摘しておかなくてはならない。作品をしばらくパリに飾らなかったこの間、カーンワイラーは海外で彼らの作品が展示されるように計らっていた。そのお陰でモスクワやニューヨーク、ミュンヘンなどで彼らの作品が展示された。このことが世界的にキュビスムを知らしめることとなった。 その頃、色彩を抑えたやや難解な分析的なキュビスムの作品が製作されていた。ブラックもピカソも1911年前後、作品に（断片的ではあったが）文字を挿入することがしばしばあった。対象となる静物に新聞を用い、そこから文字を抽出して作品の中に配したのである。明確で現実的な「文字」を挿入・参照することによって、ある意味では難解な作品を抽象画ではなく地に足がついた現実的な具象画であることを主張したとも言えるし、また逆に挿入された現実的要素（断片的な「文字」）が難解さと相まってより抽象画のように見せもした。また1911年から、ブラックは葡萄の房やバイオリンが登場する作品を多数製作した。 それから翌年の1912年頃から、ブラックはカンバスの一部に丁寧に木目を描いたり、絵の具に砂を混ぜるなど、後のコラージュやパピエ・コレに通ずる作品を製作した。そして最初のパピエ・コレの作品『果物皿とグラス』を製作する。 戦争（第一次世界大戦）の兆しが強くなってきた1914年の前半は、ブラックはピカソとパリで作品を製作していた。しかし第一次世界大戦が勃発しブラックが出征してしまうと、長らく続いたピカソとの共同作業は途絶えてしまう。もちろん出征から帰国しても、ドイツ人であったカーンワイラーからの援助はまったくなくなってしまった（彼は国外へ逃げて逮捕を免れた）。 しかし1917年、ブラックは製作を再開する。軍属でもあった画商レオンス・ローザンベールと契約（グリスによる紹介）したのである。その後の1919年にブラックはローザンベールの画廊で個展を開いた。ブラックは既に大戦以前のキュビスム絵画とは決別していた。1920年代に入ると、サロンが復活した。その頃からブラックは落ち着いた静物画を多数製作している。 1918年から1942年までの間、特に小型円形テーブルの連作で幾何学的な絵画から色彩豊かなスタイルへ進展していった。楽譜や書籍の挿絵も手がけ、1930?40年前後は黒や灰色、茶色を主体とした静物画を手がけた。 |
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