Bütün Kara Delikler Nereye GitmiÅŸ?

Bilim adamlarının, 12 Aralık 1970 tarihinde Kenya kıyılarından ilk X-ışın uydusu “Uhuru” yu uzaya fırlatmaları ile, astronominin uÄŸraşı alanı daha da geniÅŸledi. Uydu, kısa bir zaman içinde düzinelerce X-ışın kaynağı bulmasına raÄŸmen bu sayıyı ilk iki yıl içinde 339 a çıkarttı. Bulunan bu kaynakların çoÄŸunun ÅŸiddeti düzenli iken, az miktarda bulunan diÄŸer X-ışın kaynaklarının ÅŸiddeti 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 bileÅŸenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç “nötron” yıldızı bulmuÅŸlardı. Bu nötron yıldızları GüneÅŸ’in kütlesinin 1.4 ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, geniÅŸlikleri birkaç kilometreyi geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoÄŸunluÄŸu inanılmaz bir ÅŸekilde artıyordu. Bu da çevresinde oluÅŸturduÄŸu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu. Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doÄŸasının çözüldüğü zannedildi.

Daha sonra, kaynakların farklı olduÄŸu görüldü ve herÅŸey deÄŸiÅŸti. Astronomlar, keÅŸfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla iliÅŸkisini keÅŸfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın kütlesini, GüneÅŸ kütlesinin (Mo) 23 katına eÅŸit olduÄŸunu buldular. Bu yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, GüneÅŸ’ten 8,200 ışık yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 5.6 günlük bir peryot ile dönmektedirler.

Astronomlar sistemin görünmeyen bileÅŸeninin kütlesini, HDE 226868′ nin gözlemlerden elde edilmiÅŸ kütle deÄŸeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu görünmeyen bileÅŸenin kütlesi, GüneÅŸ kütlesinin 10 katına eÅŸitti. Bulunan bu deÄŸer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir “kara delik” olmalıydı! (Åžekil 1)

Şekil 1. Bir çift sistemde kara deliğin yoldaş yıldızla oluşturduğu pozisyonu.

Elde edilen bu deÄŸer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik veya en azından yoÄŸun görünmeyen yıldızlar, 1784′de Ä°ngiliz astronom John Michell tarafından önerilmiÅŸti. Ama böyle yıldızların var olabileceÄŸi ise 1939′da Robert Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmiÅŸti.

Oppenheimer, araÅŸtırma 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 doÄŸru ilerledikçe yıldızda üretilmiÅŸ olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doÄŸru çekilir. Sonunda çökme öyle kritik bir aÅŸamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara deÄŸin büzüldüğünde yıldız, kendi “olay ufkunun” altında kalır (Åžekil 2). Olay ufku, ardında ne olup bittiÄŸini bilmediÄŸimiz bir duvar gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuÅŸtur ve buradan hiçbir ÅŸey kaçamaz.

Şekil 2. Bir kara deliğinin iç yapısı.

Astronomlar uzun araÅŸtırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keÅŸfettiler (Åžekil 3). Onlara göre X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluÅŸuyordu. 1970′lerin baÅŸlarında, X-ışın kaynaklarının çoÄŸunun hala tam olarak ne olduÄŸu belirlenememiÅŸti. 1978′de Nasa’nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleÅŸtirmesi ile astronomlar o güne kadar keÅŸfedilmemiÅŸ 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduÄŸunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.

Åžekil 3. Cyg X-1 sisteminin temsili bir resmi.

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 keÅŸfinden 20 yıl geçmesine raÄŸmen bazı astronomlar Cyg X-1′in, bir kara delik adayı oluÄŸundan 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 sist
emin eğimini 30o olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7Mo olarak hesaplanmıştır.

HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediÄŸinden Cyg X-1 e olan çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE 226868 nin büyük, mavi bir dev olduÄŸunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların spektrel tiplerinden itibaren kütle deÄŸerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan madde miktarı hakkında yapılan bir araÅŸtırmada Charles T.Bolton ve Douglas R.Gies HDE 226868′nin çok az bir kütle kaybettiÄŸini buldular. Bu çalışmadan baÅŸka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1′in kütlesini HDE 226868′in kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduÄŸunu buldular. Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg X-1′ in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler (Tablo 1).

Tablo 1. Şimdiye kadar bulunan en iyi kara delik adaylarının yoldaş yıldızlarıyla birlikte bazı fiziksel parametreleri

Cyg X-1′in diÄŸer kara delik adayları ile karşılaÅŸtırılması, astronomlara yardım edebilir. DiÄŸer 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 olduÄŸunu gösterdiler. Cowley ve çalışma arkadaÅŸları, 1970′li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya baÅŸladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiÅŸ olmalarına raÄŸmen onların kara delik olabileceÄŸine dair saÄŸlam 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 bu
lunan 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 (Şekil 4). 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.

Şekil 4. LMC X-1 nin fotoğrafı.

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 aÅŸamada aklımıza ÅŸu soru gelebilir. Neden kara deliklerin keÅŸfedilmesi nötron yıldızlarının keÅŸfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoÄŸu çift sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir. Manyetik alan, yıldızın manyetik kutuplarına doÄŸru düşen gazı kontrol eder. Gazın kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluÅŸur. Ä°ÅŸte oluÅŸan bu X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir. Bu duruma kara deliklerde rastlanmaz. Çünkü karadeliÄŸe düşen madde, karadeliÄŸin olay ufkunun altına gireceÄŸinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana getirmez. Bundan baÅŸka tek baÅŸlarına 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 raÄŸmen tek baÅŸlarına 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 oluÅŸtuÄŸuna inanmaktadırlar. ÇoÄŸu karadelik aÅŸağı yukarı aynı boyutlarda olup birkaç kilometrelik çapları olduÄŸu varsayılmaktadır. Bunun yanı sıra da, çok daha büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı düşünülmektedir. Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliÄŸin var olabileceÄŸi fikri ilk defa ciddi bir ÅŸekilde, “kuazarların” keÅŸfinden sonra baÅŸladı. BilindiÄŸi gibi kuazarlar sıradan bir galaksiden 100 kez hatta 1,000 kez daha fazla bir ışınım yaymaktadırlar. Bundan dolayı çoÄŸu astronom, böyle olaÄŸanüstü bir enerjinin ancak kara delikler sayesinde olabileceÄŸini 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 (Şekil 5 ve 6). 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.

Şekil 5. M87 galaksisinin merkez bölgesinin bir fotoğrafı. Görüntü 1994 yılında Hubble Uzay Teleskobu ile alınmıştır.

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. 

Şekil 6. M87 galaksinin merkez bölgesine ait radyo gözlemleri. Görüntüler farklı dalgaboyları ile alınmıştır.

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.

Kaynaklar

• Astronomi Magazin, (1995), 45, 489 – 494
• Astronomy Picture of the Day

 

Bu makaleler de ilginizi çekebilir:

• Galaksi Merkezinde Karadelik Çifti
• Kara Delikler: GerçeÄŸin Hayal Gücünü Geride Bıraktığı Yerler
• Galaksimiz Samanyolu