Bilim adamlarının, 12 Aralık 1970 tarihinde
Kenya kıyılarından ilk X-ışın uydusu "Uhuru" yu uzaya fırlatmaları ile, astronominin
uğraşı alanı daha da genişledi. Uydu, kısa bir zaman içinde düzinelerce X-ışın
kaynağı bulmasına rağmen bu sayıyı ilk iki yıl içinde 339 a çıkarttı. Bulunan
bu kaynakların çoğunun şiddeti düzenli iken, az miktarda bulunan diğer X-ışın
kaynaklarının şiddeti oldukça düzensiz idi.
Astronomlar yeni kaynakları anlamaya çalıştılar. Onlar için sorun, X-ışınlarının
kaynağının ne olduğu idi! X-ışın gözlemlerinden elde edilen koordinatların
optik yolla gözlenmesi ile çift yıldızların böyle bir elektromanyetik ışınıma
neden olabileceği anlaşıldı. Bununla birlikte gözlemler çift yıldızlardan
birinin oldukça sönük olduğunu gösteriyordu. Teorisyenler, X-ışınlarının
açıklanabilir bir modelini kısa bir zamanda formülize edip, ortak bir tahminde
birleştiler. Görünür yıldızın yüzeyindeki madde, görünmeyen bileşeninin etrafındaki
bir yörüngeye çekiliyordu. Çekilen bu madde helozonik bir yol ile görünmeyen
bileşenin üzerine ışık hızına yakın bir hızla düşerek, X ışın üretimine neden
oluyordu.
Ama görünmeyen bu bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç
"nötron" yıldızı bulmuşlardı. Bu nötron yıldızları Güneş'in kütlesinin 1.4
ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri birkaç kilometreyi
geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük
bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir şekilde artıyordu.
Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu.
Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının çözüldüğü zannedildi.
Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti. Astronomlar,
keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla
ilişkisini keşfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın
kütlesini, Güneş kütlesinin (Mo) 23 katına eşit olduğunu buldular. Bu yıldız,
bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, Güneş'ten 8,200 ışık yılı
uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 5.6 günlük
bir peryot ile dönmektedirler.
Astronomlar sistemin görünmeyen bileşeninin kütlesini, HDE 226868'nin gözlemlerden
elde edilmiş kütle değeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu
görünmeyen bileşenin kütlesi, Güneş kütlesinin 10 katına eşitti. Bulunan
bu değer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir
"kara delik" olmalıydı!
Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik veya en azından
yoğun görünmeyen yıldızlar, 1784'de İngiliz astronom John Michell tarafından
önerilmişti. Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 1939'da Robert Oppenheimer
ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti.
Oppenheimer, araştırma sonuçlarının bilim dünyasında yayınlamasıyla, çevresinden
büyük tepkiler gördü. Kara deliklerin sahip oldukları bu özellikler o güne
kadar bulunan fizik teorilerine oldukça ters idi. Peki neydi bu farklı özellikleri?
Büyük kütleli yıldızlar korlarındaki yakıtlarını bitirmeleriyle, koru dengede
tutan nükleer kuvvet ve dolayısıyla iç basınç kaybolur. Böylece yıldızın
korunda bulunan ağır elementlerin çekim kuvveti üstün gelerek yıldızın kendi
içine çökmesine yol açar. Çekimsel çökme kaçınılmaz sona doğru ilerledikçe
yıldızda üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir. Sonunda
çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını
kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara değin büzüldüğünde
yıldız, kendi "olay ufkunun" altında kalır. Olay ufku, ardında
ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış
madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve buradan hiçbir şey kaçamaz.
Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1
i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler. Onlara göre
X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik
adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu. 1970'lerin başlarında,
X-ışın kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti.
1978'de Nasa'nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar
o güne kadar keşfedilmemiş 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu
kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu
kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu.
Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik
adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.
Neden şimdiye kadar kara deliklerden
daha çok nötron yıldızı bulundu? Karadeliğin oluşması için, nötron yıldızlarının
kütlesinden daha fazla bir kütleye ihtiyaç vardır ki bu miktarda en az 3Mo
olmalıdır. Ama bir yıldızın evrimi boyunca ve çökme esnasında kaybettiği
kütle, yıldızın son kütlesinin önemini arttırmaktadır. Böyle bir karadeliğin
oluşması için yıldızın başlangıç kütlesinin en az 10Mo veya bu limitten daha
fazla bir kütle içermesi gerekmektedir. Bununla birlikte yapılan hesaplar,
astronomlar tarafından bulunan her bir kara delik için 3 tane nötron yıldızının
bulunması gerektiğini göstermektedir ki bu durumda bazı şeyler yanlış olabilir!
Cyg X-1'nin bulunmasından beri astronomlar iki yeni kara delik adayı buldular.
Bu adayların belirlenmesi süreci içinde 500 den fazla nötron yıldızı bulundu.
Cyg X-1 hala en iyi kara delik adayıdır. Fakat keşfinden 20 yıl geçmesine
rağmen bazı astronomlar Cyg X-1'in, bir kara delik adayı oluğundan şüphelenmektedirler.
Büyük problemin en iyi adayını yıldızın kütlesi belirlemektedir. Astronomlar
iyi bir adayın en azından 3Mo kütlesine sahip olması gerektiğini bilmektedirler.
Ama astronomlar, bir çift sistemin içinde bulunan bir kara delik adayının
kütlesini nasıl bulabilirlerdi? Bunun için astronomların görünür yıldızın
kütlesini ve çift sistemin yörüngesinin eğimini bilmeleri lazımdır. Hemen
hemen bütün adaylar için bu parametreler bilinmemektedir. Örneğin, kütlenin
bulunmasında en önemli parametre olan yörüngenin eğimi, çoğu kara deliklik
adayında bulunamamıştır. Çünkü kara delik adaylarının içinde bulunduğu sistem,
bir örten çift yıldız sistemi değildir. Peki en iyi kara delik adayı olan
Cyg X-1 in yörünge eğimi nedir? Bunun için yapılan teorik hesaplar sistemin
eğimini 30o olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin
kütlesi 7Mo olarak hesaplanmıştır.
HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan çekimsel
etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE 226868 nin büyük,
mavi bir dev olduğunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların
spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki,
belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan
madde miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles T.Bolton ve Douglas
R.Gies HDE 226868'nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular. Bu çalışmadan
başka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1'in kütlesini HDE 226868'in
kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduğunu
buldular. Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg
X-1'in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler
Cyg X-1'in diğer kara delik adayları ile karşılaştırılması, astronomlara
yardım edebilir. Diğer en iyi aday, Büyük Magellan Bulutsusu'nda yer alan
LMC X-3 diye bilinen X-ışın kaynağıdır. Anne Cowley, David Crampton ve Jonh
Hutchings LMC X-3 ün en kuvvetli kara delik adayı olduğunu gösterdiler. Cowley
ve çalışma arkadaşları, 1970'li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın
kaynakları aramaya başladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının
spektrumlarını elde etmiş olmalarına rağmen onların kara delik olabileceğine
dair sağlam deliller gösteremediler. Sonra, Einstein uydusu daha uzakta bulunan
kaynakların pozisyonunu belirledi. Bu uydudan gelen yeni verilerin indirgenmesi
ile Cowley, kaynaklardan birinin spektrumunda iki ayrı yerde farklılıklar
gördü.
Cowley, bazı şeylerin yanlış olduğundan emindi. Bundan dolayı bu farklılığı
bulmaya karar verdi. Birçok gözlemin tekrar incelenmesi ile cismin spektrumda
gerçekten farklılıklar görüldü. Spektrel çizgiler kaymıştı. Bir çift sistem
vardı ve bileşenlerden biri görünmüyordu. Görünen bileşen 17. kadirden bir
anakol yıldızı olup yörüngesi üzerinde 235 km/sn lik inanılmaz bir hızı vardı.
Böyle bir hızla görülen bileşen yörüngesi üzerindeki bir turunu 1.7 günde
tamamlıyordu. Acaba görünmeyen bileşen bir kara delik miydi?
Cowley ve Crompton heyecanlandılar. Çalışmalarını baştan aşağı kontrol edip
görünmeyen bileşenin kütlesini 9Mo olarak buldular. O halde bu bir kara delik
adayı idi. Diğer kara delik adaylarında olduğu gibi, bu çalışmada da bazı
tereddütler vardı. Bunlarında hesaba katılması ile elde edilen sonuç, görünen
bileşenin 3Mo sine sahip olduğunu gösteriyordu ki, bu da bir kara delik olmak
için yeterli bir miktardı. Onlara göre en iyi kara delik adayı 3Mo ile 11Mo
kütlesine sahip yıldızlardır.
Üçüncü kara delik adayı ise A0620-00 diye bilinen ve 1980 li yılların ortasında
Jeffrey McClintock ve Roland Remilland tarafından keşfedilmiş olandır. Çalışmayı
yaptıkları sistemde bulunan görünmeyen bileşen, görünen bileşenden daha fazla
bir kütle içeriyordu. Bu yüzden McClintock görünmeyen bileşenin etrafındaki
yörüngede dönmekte olan küçük kütleli yıldızla çalışmak istedi. Çünkü bu
durumda görünmeyen bileşenin kütlesini daha kesin bulabileceğini tahmin ediyordu.
A0620-00 bir tekrarlayan nova olup 1917 ve 1975 te patlamıştı. 1975 yılındaki
patlamasında iki ay süreyle gökyüzündeki en parlak X-ışın kaynağı olmuştu.
Ama patlamadan 15 ay sonra tekrar eski parlaklığına dönerek sönük ve sıradan
bir yıldız haline geldi. Patlamadan iki yıl sonra ise yıldızın spektrumunda
kendini gösteren X-ışın emisyonu kayboldu. Bu durumu fark eden McClintock
ve Remilland yıldızı araştırmaya karar verdiler. Araştırmalarına başlamalarıla
görünen bileşenin bir turuncu yıldız olduğunu ve Güneş kütlesinin yaklaşık
yarısına sahip olduğunu buldular. Çift sistemin dinamikel yapısı hakkındaki
araştırmalarında ise görünen bileşenin, görünmeyen bileşen etrafında yaklaşık
800,000 km/saat lik bir hızla dolaştığını ve sistemin yörüngesel peryodunu
ise 7.8 saatte tamamladığını fark ettiler. Çoğu X-ışın çiftlerinde olduğu
gibi, bu sistemde örten bir çift yıldız değildi. Bu yüzden tutulum kenardan
görülemiyordu. Ama teorik çalışmalar yörüngenin eğiminin yaklaşık 45o olduğunu
gösteriyordu. Bu eğimin bulunması ile görünmeyen bileşenin kütlesinin 9Mo
olduğu hesaplandı.
McClintock memmundu. Bu konuda çalışan
diğer astronomlar da A0620-00 in iyi bir kara delik adayı olduğu kanısındadırlar.
McClintock çalışmasının sonunda A0620-00 gibi sistemler keşfederek, yörüngesi
üzerinde daha hızlı hareket eden ve kısa peryodlara sahip yıldızlar bulmak
istediğini söyledi.
Astronomların çoğunun bulunan üç kara delik adayı hakkında hem fikir olmalarına
rağmen, bu konudaki araştırmalar hala sürmektedir. Cowley ve çalışma arkadaşları,
Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan ve bir X-ışın kaynağı olan CAL 87 hakkında
çok geniş bir çalışma yaptılar. Gözlemler bu kaynağın 19. kadirden görünen
parlaklığa sahip olduğunu ve şimdiye kadar bulunan en belirsiz aday olduğunu
göstermektedir. Bu sistem diğer kara delik adaylarının bulunduğu sistemlerden
farklı olup bir örten çift sistemdir. Yörünge peryodu ise 10.6 saattir. Dinamikel
çalışmalardan elde edilen verilerden, görünmeyen bileşenin 4Mo e sahip olduğu
ve bu sonucun da bir kara delik için yeterli bir kütle değeri olduğu görülür.
Sistemin bir örten çift ve görünmeyen bileşenin bir kara delik adayı olması,
astronomları sistemin yörünge eğimi hakkındaki derin araştırmalara sürüklemiştir.
Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan diğer en parlak X-ışın kaynağı LMC
X-1 dir. En büyük zorluk, sistemde yer alan görünen bileşenin teşhisidir.
Yapılan yaklaşık hesaplar, görünmeyen bileşenin 4Mo ile 10Mo e arasında olduğunu
gösterir. Ama bu konudaki belirsizlik çok büyüktür.
Neden iyi adayları belirleyemiyoruz? Bir düşünceye göre; kara deliklerin
birkaç kilometrelik çaplara sahip olması ve dışarıya hiç ışık vermemeleridir.
Bu yüzden astronomlar hiçbir yolla kara delikleri doğrudan doğruya gözleyemezler.
Hatta çok büyük teleskoplar kullansalar bile! Fakat astronomlar kara delik
adaylarının çevrelerine verdikleri etkilerden yola çıkarak onları keşfedebilirler.
Peki nedir bu yöntemler? Kara deliklerin üç belirgin özellikleri vardır.
Bunlar Kütle, Elektrik yükleri ve Açısal Momentum (dönme) tur. İşte bu özelliklerle
çevrelerinde bulunan gökcisimlerine bir etkide bulunmaları, onların keşfedilmesine
yardımcı olur.
Bu aşamada aklımıza şu soru gelebilir. Neden kara deliklerin keşfedilmesi
nötron yıldızlarının keşfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoğu
çift sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir.
Manyetik alan, yıldızın manyetik kutuplarına doğru düşen gazı kontrol eder.
Gazın kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluşur. İşte oluşan bu
X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir.
Bu duruma kara deliklerde rastlanmaz. Çünkü karadeliğe düşen madde, karadeliğin
olay ufkunun altına gireceğinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana
getirmez. Bundan başka tek başlarına bulunan nötron yıldızlarıyla pulsarlar,
uzaya düzenli sinyaller yollarlar. Buna en iyi örnek ise Yengeç Bulutsusu'nda
bulunan nötron yıldızıdır. Bu nötron yıldızı hem görünür bölgede hemde radyo
bölgesinde ışınım yayar. Buna rağmen tek başlarına bulunan kara delikler
hiçbir ışınım yapmayarak çevrelerine sinyaller veya görüntüler vermezler.
Bundan dolayı da astronomlar tarafından gözlenemezler.
X-ışın kaynaklarının kısa yaşam süreci de bir faktördür. Bir X-ışın çiftinin
evrim safhası belki 10,000 yıl olup astronomi diliyle oldukça kısadır. Ama
bu nedenler arasında en önemli şey büyük kütleli bir yıldızın, evrimi sonucu,
karadeliğe dönüşmesidir.
Astronomlar kara deliklerin büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluştuğuna
inanmaktadırlar. Çoğu karadelik aşağı yukarı aynı boyutlarda olup birkaç
kilometrelik çapları olduğu varsayılmaktadır. Bunun yanı sıra da, çok daha
büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı düşünülmektedir.
Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliğin var olabileceği fikri ilk defa
ciddi bir şekilde, "kuazarların" keşfinden sonra başladı. Bilindiği gibi
kuazarlar sıradan bir galaksiden 100 kez hatta 1,000 kez daha fazla bir ışınım
yaymaktadırlar. Bundan dolayı çoğu astronom, böyle olağanüstü bir enerjinin
ancak kara delikler sayesinde olabileceğini ummaktadır.
İngiliz astrofizikçisi Doland Lynden 1969 yılında yaptığı bir modelde, bu
enerjinin nasıl oluştuğunu gösterdi. Bunun için Donald Lynden, Cyg X-1 in
etrafında yer alan yığılma diskinin daha büyüğünü düşünerek, yeni bir model
geliştirdi. Modeline göre süper kara delik, galakside bulunan yıldızlar ile
gazı, o müthiş çekim kuvveti ile çekebilir ve etrafındaki bir yörüngeye yerleştirebilirdi.
Galaksimizin merkezinde yer aldığı düşünülen kara delik ise bu modele göre
1,000,000,000 Mo olmalıdır. Böyle bir kütle, Güneş sisteminin merkezinde
yer alsaydı, boyutları Uranüs gezegenin yörüngesine kadar uzanırdı. Çevresinde
yer aldığı yığılma diskin ise Güneş ile Plüton gezegeni arasındaki uzaklığın
100 katı mesafede bulunurdu. Bu disk içinde bulunan madde ise, karadeliğin
çekimsel etkisinden dolayı helozonik yollar izleyerek, hızlı bir şekilde
kara delikle ilişkiye girerdi. Sonuç olarak, bu etkileşim ile, gözlediğimiz
X-ışınları oluşurdu.
Büyük kütleli kara deliklerin araştırılmasında astronomlar iki delilin varlığını
ararlar. Galaksi merkezinde büyük kütleli bir kara delik varsa, bu kara delik
çevresindeki yıldızları çekerek, merkez çevresindeki bir bölgede yoğun bir
parlaklığa yol açardı ki bu da araştırmadaki ilk delili teşkil ederdi. Bundan
dolayı astronomlar, galaksilerin merkezlerine yakın yerlerde ani parlaklık
artışlarını araştırırlar. İkinci delil ise, gözlemlerden elde edilen spektrumlardan,
karadeliğe yakın yıldızların hızlarının araştırılmasıdır. Bir yıldız karadeliğe
yakınsa, yörüngesel hızı da fazla olmak zorundadır. Gerçekten, kara deliklere
çok yakın olan yıldızların, yörüngeleri üzerinde yaklaşık ışık hızına yakın
hızlarla dolaşmaları gerekmektedir.
Holland Ford ve diğer astronomların Hubble Uzay Teleskobunu kullanmalarıyla,
Virgo kümesinde yer alan ve bir dev galaksi olan M87 nin merkezinde süperkütleli
bir karadeliğin kesin delillerini ele geçirdiler. Galaksinin nükleer diskinin
dönmesinden elde edilen spektrumlardan diskin, 500 km/sn bir dönme hızına
sahip olduğu bulundu. Bu hızdan itibaren, galaksinin çekirdeğinde 3 milyar
Mo kütleli bir kara delik bulunması gerektiği anlaşıldı. Durumun açıklanmasında
en iyi alternatif, M87 nin merkezinde yer aldığı düşünülen bir süper kara
delik oldu. Bu kuvvetli delillerin elde edilmesi ile kara
delik adaylarının sayısı 4 e yükseldi. Fakat bulunan bu kara delik adayı,
diğer bulunan kara delik adaylarına benzemiyordu. Çünkü bu aday, bir ekstra
galaktik süper kara delikti.
Astronomların ekstra galaktik gökcisimlerinde yaptıkları kara delik araştırmasında
en büyük problemi, kuazarların ve aktif galaksilerin bizden çok uzakta yer
almaları oluşturur. Bundan dolayı detaylı bir şekilde incelenemezler. Fakat
Havai Üniversitesinde çalışmakta olan Alan Diesler ve John Kormendy CCD kamera
kullanarak yakın galaksilerin korlarını incelemeye karar verdiler.
Öncelikle gözlemlerine M31, M104, M32, M33, NGC 3115 ve diğer yakın galaksileri
listelerine alarak çalışmalarına başladılar. Gözlemlerinde galaksilerin merkezlerine
yakın yıldızlar belirleyerek, onların galaksi etrafındaki yörüngesel hızlarını
ve parlaklık profillerini hesapladılar. Elde edilen sonuçlar, M31 ve NGC
3115 in mükemmel adaylar olduğunu gösterdi. Andromeda galaksisinin merkezine
yakın bir bölgede hızla hareket etmekte olan bir kümenin hız ölçümü ise,
M31 galaksisinin merkezinde, 10 milyon ile 1 milyar Mo kütlesine sahip, karanlık
bir kütlenin varlığını gösterdi. Acaba bu bir kara delik miydi? Kormendy
emin bir şekilde bir karadeliğin delillerine sahip olmadığını ama elde ettiği
sonuçların galaksilerin merkezlerinde çok büyük ve karanlık bir cismin yer
aldığını göstermek olduğunu söylemektedir. Bir grup astronom ise, kümenin
içinde çok sayıda küçük kara delik veya nötron yıldızı bulunabileceği fikrini
savunmaktadır.