Kara delikler nereden gelir

Bir yıldız denge sayesinde varlığını sürdürür: Çekirdeğindeki tepkimelerin enerjisi dışarı doğru iter, kendi kütleçekimi ise içeri doğru çeker. Yakıt olduğu sürece denge korunur. Tepkimeler durduğunda dışa doğru basınç ortadan kalkar.

Sonunda ne kalacağı kütleye bağlıdır. Daha hafif yıldızlarda yoğun ve soğuyan bir küre kalır. Daha ağır olanlarda ise akıl almaz yoğunlukta maddeden oluşan bir nesne kalır. Yalnızca en büyük kütleli yıldızlarda çöküşü hiçbir şey durduramaz.

İkinci ve üçüncü sonuç arasındaki sınır dar ve yalnızca yaklaşık olarak biliniyor. Bu nedenle sınıra yakın nesneler ilgi çekici: Maddenin kendi kütleçekimine tam olarak nerede direnemez hâle geldiğini belirlemeye yardımcı oluyorlar.

Atılan dış katman, parlaklığı bütün bir galaksiyle kıyaslanabilecek bir parıltı olarak görünür. Bir yerde çöküş yaşandığını en sık bu parıltılar sayesinde anlarız; geride kalan nesne ışık yaymaz.

Aradaki fark çok büyük ve bunu yalnızca basit birikimle açıklamak zor. Madde akışı bir sınırla kısıtlı: İçeri düşen gazın yaydığı ışınım, arkasından gelen gazı iter ve büyüme hızı bir üst sınıra dayanır.

Erken evrene dair gözlemler sorunu daha da belirginleştirdi. İlk yüz milyonlarca yıl içinde zaten var olan dev nesneler bulunuyor. Yıldız boyutundan başlayarak yavaş yavaş büyümeleri için açıkça yeterli zaman yoktu.

Buradan, tohumları hakkında birkaç hipotez ortaya çıktı: yıldız aşaması olmadan dev gaz bulutlarının doğrudan çökmesi, yoğun kümelerde çok sayıda nesnenin birleşmesi ve alışılmadık derecede büyük kütleli ilk yıldızlar. Henüz hiçbiri kesin kabul edilmedi.

Birleşmelerle ilgili gözlemler yardımcı oluyor. Uzay-zamandaki dalgalanmaları algılayan dedektörlerin kaydettiği sinyaller, daha önce neredeyse hiç bulunmayan büyüklükte, ara kütleli nesneleri ortaya çıkardı.

Yakın zamanda doğrulanan üçüncü bir yol daha var: birleşme. Birbirlerinin çevresinde dolanan iki kara delik sonunda tek bir kara delikte birleşir ve bu olay ışıkla değil, uzay-zamandaki dalgalanmalarla tespit edilir.