Bir kara deliği
bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir
çift yıldızın iki bileşeninin kütlelerinin belirlenmesiydi. Böylece çift
yıldızlardan diğer bileşeni görünmez olan, kütlesi az olan bileşenler,
yörüngelerindeki hızlarına da dikkat edilerek araştırıldı. Bileşenlerden,
kütlesi büyük ve görünmez olanı, -normalde böyle kütledeki bir yıldızın
kolaylıkla görülebilmesi gerektiğine göre- genellikle bir nötron yıldızı olarak
veya bir kara delik olarak yorumlanabilir. O zaman, yörünge eğikliği açısı da
bilinmiyorsa, yoldaşının kütlesinin nötron yıldızlarının maksimum kütle
sınırını (yaklaşık 3,3 güneş kütlesi) geçip geçmediğine bakılır. Eğer sınırı
geçiyorsa bu bir kara deliktir, geçmiyorsa bir ak cüce olabilir.
Kara delik ve bir yıldızdan oluşan bir çift yıldız sisteminde "akış"ların oluşumu; yıldızdan çekilen gaz kara deliğe yaklaşırken, "akış"tan oluşan maddeyi üreten yığılım diskini yaratır.
Bunun yanı sıra,
bazı yıldızsal kara deliklerin gama ışınları dalgalarının yayını sırasında
belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova
halindeki (Wolf-Rayet yıldızı gibi) büyük bir yıldızın patlaması yoluyla
oluşabilirler ve collapsar örneğiyle tanımlanan bazı hallerde kara delik bir
gama ışınları dalgası üretildiği an oluşur. Böylece, bir gama ışınları dalga
yayını (GRB) bir kara deliğin doğumunun işareti olabilir. Süpernovalar
vasıtasıyla daha küçük kütleli kara delikler de oluşabilir. Örneğin 1987A
süpernovasından kalan artıkların bir kara deliğe dönüştüğü düşünülmektedir.
Bir kara deliğin
varlığını gösteren bir başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında
gözlemlenen akışların varlığıdır ki, bu akışlar hem yıldızsal kara deliklerce,
hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin yığılım
diskinde [63] oluşan büyük ölçekli manyetik alan değişimlerinden kaynaklanırlar.
Doğrudan Gözlem Olasılığı
Bir kara deliğin küçüklüğü doğrudan gözlemini zorlaştırır, örneğin birkaç kilometrelik kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkânsızdır. Açısal çapı bundan biraz daha büyük bir kara deliği ele alalım; 1 güneş kütlesi kadar kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan bir kara deliğin açısal çapı ancak 0,1 mikrosaniye olacaktır ki, bu, gözleminin olanaksızlığı hakkında yeterince bir fikir vermektedir.
Buna
karşılık, dev kara deliklerin konumu doğrudan gözlem bakımından daha elverişli
görünmektedir. Bir kara deliğin ebatları kütlesiyle orantılıdır. Bir galaksinin
merkezindeki kara deliğin kütlesi ortalama 2,6 milyon güneş kütlesidir. Onun
Schwarzschild yarıçapı da yaklaşık 7 milyon km. olur. Bu kara deliğin 8,5
kilo-parsek uzaklıkta bulunduğunu farz edersek, açısal çapı 30 mikrosaniye
olur. Bu sonuç, söz konusu cismin, gözle görülür ışık alanında gözlemlenmesinin
yine son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da, günümüzde radyo girişim
aracı saptama sınırlarına hiç de uzak değildir.
Günümüzde, milimetrik alandaki
frekanslara dayalı radyo girişim araçlarının duyarlılıkları gitgide
geliştirilmektedir. Kara deliğin açısal çapının büyüklüğü yerine, frekans
alanındaki büyüklüğe ilişkin herhangi bir kazanım, bize karadeliğin
gözlemlenebilmesi konusunda çok daha elverişli bir olanak sağlayacaktır. Şu
halde bir galaksi merkezindeki kara deliğin bu teknikle imajlarının elde
edilmesi pek uzak bir hayal olmasa gerek. M87 galaksisinin merkezinde yer alan
kara delik üstte sözü edilen kara deliğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla
birlikte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belki de bu kara delik, gelecekte,
galaksimiz Samanyolu’ndaki kara delikten sonra imajı elde edilmiş ikinci kara
delik olacaktır.
25
Haziran 2019
