Kara delik

Kara delik, astrofizikte, çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, kütlesi büyük bir kozmik cisimdir. Kara delik, uzayda belirli  nicelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin, "tekillik"leri dolayısıyla, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler Einstein'ın genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin, bir kara deliğin potansiyel kuyusunun çok derin olması nedeniyle yakın çevresinde oluşacak yığılma diskinin üzerine düşen maddeler diskin çok yüksek sıcaklıklara erişmesine neden olacak, bu da diskin (ve dolaylı olarak kara deliğin) yayılan x-ışınları sayesinde saptanmasını sağlayacaktır. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili bilimsel topluluğun (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

Sunuş ve terminoloji

Kara delik “çekimsel tekillik” denilen bir noktaya konsantre olmuş bir kütleye sahiptir. Bu kütle "kara deliğin olay ufku" denilen ve söz konusu tekilliği merkez alan bir küreyi oluşturur. Bu küre, kara deliğin uzayda kapladığı yer olarak da düşünülebilir. Kütlesi Güneş'in kütlesine eşit olan bir kara deliğin yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km'dir. 
Yıldızlar arası (milyonlarca km) uzaklıklar söz konusu olduğunda, bir kara delik, herhangi bir kozmik cisim üzerinde, kendisiyle aynı kütleye sahip bir kozmik cisminkinden daha fazla bir çekim kuvveti uygulamaz; yani, kara delikleri karşı konulamaz bir kozmik “aspiratör” olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde herhangi bir değişim olmayacaktı.
Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Bu kara delikler galaksilerin merkezinde bulundukları takdirde birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (veya galaktik kara delik) adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür arasında bir de, kütlesi birkaç bin "güneş kütlesi" olan üçüncü bir türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara delik”ler  denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise kozmos tarihinin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da "ilksel kara delik"  adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.
Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim icraatinden, özellikle mikrokuasarlarda ve aktif galaksi çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Tarihçe

Kara delik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik kavramı ancak 20. yüzyılın başlarında ve özellikle Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla fantastik bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı.  Bununla birlikte kara delikler üzerine ilk temel çalışmalar, varlıkları hakkındaki ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi,  1971'de Uhuru uydusu tarafından yapıldı.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat "kara delik" terimi daha önceden, 1960'lı yıllarda Amerikalı fizikçi John Wheeler vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden önce ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Özellikler

Kara delik diğer astrofizik cisimleri gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik, ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır.  Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.
Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre söz konusudur (kimyasal bileşim,elementlerin farklılaşması, taşınım, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da  1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na   borçluyuz. Bu, uzun mesafeli  temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.
Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri "klasik" (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir "kütleçekim alanı" ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzayzamanı  da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring etkisi"   denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir.   Kendi ekseni etrafında “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) veya “güç küresi”  adı verilmektedir.

Kara ve delik

Kara deliklerin varlığı John Michell  ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18. yüzyılda gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı"  ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı.  Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" veya  "çekimsel   kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim söz konusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya değişimde ışık, bir karadeliğin "potansiyel kuyular"ından   çıkmaya çalışırken enerji bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evrenin genişlemesi"nden, yani uzak galaksilerde gözlemlenen ve çok derin "potansiyel kuyu"ların olmadığı bir uzay genişlemesinden kaynaklananınkine oranla biraz farklı tabiatta bir kızıllaşma değişimi söz konusudur. Bu özellik de kara deliğin "kara" sıfatına çok uygun gelmektedir, çünkü bir kara delik ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara delik" cisimlerinin adına "kara" sıfatı eklenmiştir. Bu, ışık için olduğu kadar, madde için de geçerlidir ; çünkü bir kez kara delikçe çekilmeye başladıktan sonra hiçbir partikül o kara delikten kaçamamaktadır. Bu da kara deliğe "delik" adının verilmesini sağlamıştır.

Tekillik

Bir kara deliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim")   sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik"  olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır.
Zaten genel görelilik kuramı, kuantum kaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir.
Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.
Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır.  Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.

Yıldızsal kara delikler

Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları” yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo  veya Amerikan LIGO   “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda  ve "mikrokuasar"larda gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde  “akış”ların (Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.

Dev kara delikler

Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üste yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi  çekirdekleri”   adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular. 
Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi söz konusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır. 
Chandra  teleskopu ile NGC 6240  galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar halen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosun başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.

Orta kara delikler

Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup, kütleleri 100 güneş kütlesi  ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir.  1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin  küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış, fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın  varlığını ortaya koydu.  Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorladı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne  (yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütleli bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar çoktu...

İlksel kara delikler

Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen "ilksel kara delikler" çok küçük boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara “ilksel” adının verilme nedeni, Büyük Patlama sırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekli aşırı yoğunlaşmaların çekimsel içe çökmesiyle oluştukları sanılmaktadır. 1970’li yıllarda ünlü fizikçilerden Stephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki oluşum mekanizması üzerine araştırmalarda bulundular ve kara delik kavramını geliştirerek "mini kara delik" adı verilen, yıldızsal kara deliklere nazaran son derece küçük kara deliklerin bol miktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara deliklerin kütleleri bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz bilinmemekteyse de, bunları belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani  "kozmik şişkinlik"teki  hızlı genişleme evresine ilişkin koşullarla ilgili olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütleli kara deliklerin –eğer var iseler- bir gama ışınımı yaymaları gerekir. Işınımları muhtemelen INTEGRAL gibi uydular tarafından keşfedilecektir.
Yüksek enerjili fiziksel örnekler üzerinde çalışan bazı fizikçilere göre bu kara deliklerin daha küçük benzer örnekleri Cenevre yakınlarındaki LHC  gibi "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulabilir.

Kara deliklerin gözlemi

Kara deliklerin yalnızca iki türü için birçok gözlem donanımları düzenlenmektedir (doğrudan değil, dolaylı gözlem olmakla birlikte, aşağıdaki bölümde görüleceği gibi, gitgide daha açık ve seçik gözlemlere doğru ilerleme kaydedilmektedir): Bunlar yıldızsal kara delikler ve dev kara deliklerdir. Bize en yakın dev kara delik, galaksimizin merkezinde, yaklaşık 8 kilo-parsek uzaklıkta bulunmaktadır.
Bir kara deliği bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir çift yıldızın iki bileşeninin (iki yoldaşının) 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.
Bunun yanı sıra, bazı yıldızsal kara deliklerin  "gama ışınları dalgalarının yayını"  sırasında belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova halindeki (Wolf-Rayetyıldızı 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 "akış"ların  varlığıdır ki, bu akışlar  hem yıldızsal kara deliklerce, hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin "yığılım diski”nde    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 farzedersek, açısal çapı 30 mikrosaniye olur. Bu sonuç, söz konusu cismin, “gözle görülür ışık alanı”nda  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.

Yıldızsal kara delik örnekleri

1965’te bulunan Cygnus X-1,  bir kara delik içerdiği bilinen ilk astrofizik cismidir. Bu, dönen bir kara delikten ve bir kızıl devden oluşan bir çift yıldız sistemiydi.
Eğer kara delik bir çift yıldız sisteminin parçasıysa, o zaman normal yıldızdan kara deliğe doğru bir madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prensibine bağlı olarak kara delik çevresinde "yığılım diski" denilen bir disk oluşturur. Bu disk maddesi kara deliğin yakınında, büyük kütleçekim potansiyeli altında müthiş sıcaklıklara ulaşmakta ve kara deliğin tarafımızdan fark
edilebilmesini sağlayan X-ışınları yaymaktadır.
“Yığılım diski”yle “akış”lar oluşturan bir kara deliğin veya bir nötron yıldızının bulunduğu çift yıldız sistemlerine, galaksimiz ötesindeki (ekstragalaktik) ebeveynleri denilebilecek kuasarlara ithafen mikrokuasar adı verilmiştir. Aslında her iki sınıftaki cisimler de aynı fiziksel süreçleri izlerler. Mikrokuasarlar içinde en fazla incelenmiş olanlarından biri 1994'te keşfedilmiş, "ışıktan hızlı"  “akış”ları olan GRS 1915+105’tir. 
Böyle akışların bulunduğu bir başka sistem de GRO J1655-40’tir.  Fakat bu ikincisinin mesafesi halen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır.
Bir başkası da çok özel bir mikrokuasar olan SS 433’tür. Bunun öyle sürekli akışları vardır ki, orada madde ışık hızının beşte biri civarındaki hızlarla yığın yığın yer değiştirmektedir.

Dev ve orta kara delik örnekleri

Dev kara delik adayları öncelikle "aktif galaksi çekirdekleri"   ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfedilen kuasarlardır. Dev kara deliklerin varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sagitarius A adlı galaktik merkezin çevresindeki yıldızların yörüngeleri üzerinde yapılan gözlemlerdi. Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındaki gözlemler, bu "galaktik merkez"in  o bölgesinde dev kara delikten başka hiçbir kozmik cismin söz konusu olamayacağını göstermekteydi. Bu keşfin ardından başka galaksilerde başka kara deliklerin bulunduğu saptandı.
Şubat 2005'te SDSS J090745.0+24507  adlı dev bir mavi yıldızın galaksimizin kaçış hızının iki katı bir hızla, yani ışık hızının 0,0022’si kadar bir hızla Samanyolu galaksimizden çıkacak şekilde yol aldığı gözlemlendi. Hızı ve çizdiği yörünge incelendiğinde dev bir kara deliğin çekimsel etkisiyle fırlatılmış olduğu anlaşıldı.
Kasım 2004'te astronomlardan oluşan bir grup, galaksimizde orta kütleli ilk kara deliğin keşfedilmiş olduğunu açıklamışlardı. Yörüngesi galaksimizin merkezinden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara delik 1300 güneş kütlesi kadar bir kütleye sahipti ve yalnızca yedi yıldızdan oluşan bir yıldız kümesinde bulunuyordu. Bu yıldız kümesi, muhtemelen, vaktiyle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara delik tarafından yutularak ufalan bir yıldız kümesinin kalıntısıydı. Bu gözlem, dev kara deliklerin, çevresindeki yıldızları ve diğer kara delikleri yuttukça büyüdükleri görüşünü desteklemektedir.
Bütün bunlar, muhtemelen yakın bir zamanda, LISA adlı “uzay girişim aracı” vasıtasıyla yapılacak, söz konusu sürecin çekimsel dalgalarının doğrudan gözlemiyle doğrulanabilecektir.
Haziran 2004'te astronomlar 12,7 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin merkezinde Q0906+6930  adı verilen bir dev kara delik keşfettiler.  Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaksilerdeki dev kara deliklerin oluşum hızlılığının göreli bir fenomen olduğunu göstermektedir.

Tekillik kuramları

Kara delikler hakkındaki temel meselelerden biri hangi koşullar altında oluştukları meselesidir. İlk zamanlar, kara deliklerin oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat, Stephen Hawking  ve Roger Penrose’a borçlu olduğumuz bir dizi matematik teoremleri hiç de öyle olmadığını gösterdi. Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup, bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının söz konusu alandaki kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tekillik kuramları" olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’li yılların başlarında, yani henüz kara deliklerin varlığını doğrulayan hiçbir gözlemin yapılmamış olduğu bir dönemde ortaya konulmuştur. Sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende gerçekten çok sık bulunan cisimler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır.

Çıplak tekillikler ve kozmik sansür

Bir kara deliğin merkezinde "çekimsel tekillik" yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tekillik, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın içinde kalmakta ve dış alemin olayları üzerine etkide bulunmamaktadır. Bununla birlikte, bir ufukla çevrelenmiş olmaksızın mevcut olan bir tekilliğin bulunduğu "genel görelilik" denklemlerine matematik çözümler vardır, kinetik yük veya "kinetik moment"in belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde söz konusu olduğu gibi... Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, "delik" de yoktur), ancak "çıplak tekillik"ten söz edilebilir. Parametrelerce belirlenen bu tür durumların incelenmesi pratikte son derece zordur; çünkü tekillik ortamını tahmin edebilmemiz imkânsızdır. Bugünkü evren bilgilerimizle çıplak tekillik meselesi hakkında fazla bir şey söylememiz mümkün değildir  veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla bir şey söylemek mümkün değildi.
O yıllara kadar Kerr veya Reissner-Nordström kara deliklerinin kinetik momentin veya elektriksel yükün dış katkısı yoluyla söz konusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara deliğin yük/kütle ilişkisinin hep, tam kritik değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece hiçbir zaman kritik değere ulaşamayacağı düşünülüyordu. 
Bu temel kavram ve düşünceler İngiliz matematikçi Roger Penrose’u 1969’da, "kozmik sansür"  denilen hipotezi ortaya atmaya yöneltmiştir. Bu hipotez hiçbir fiziksel sürecin kozmosda çıplak tekillerin doğmasına imkân vermeyeceğini ileri sürmekteydi. Mümkün birkaç açıklama/formül içeren bu hipotez, Stephen Hawking’in evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini savunan Kip Thorne ve John Preskill ile iddialaşmasına konu oldu. Nihayet 1991’de Stuart L. Shapiro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini sayısal simülasyon yoluyla ortaya koydular. Birkaç yıl sonra da Matthew Choptuik çıplak tekilliklerin oluşabileceğini başka yollarla ortaya koydu. Bununla birlikte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eksikliği olduğundan, evrende çıplak tekilliklerin oluşumuna ilişkin olarak  emin olunması konusunda tam anlamıyla yeterli sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetlenebilir: Evet, evrende çıplak tekilliklerin olması mümkündür, fakat pratikte var oldukları şüphelidir. Sonunda Stephen Hawking, 1997 yılında, vaktiyle Kip Thorne ve John Preskill karşısında girmiş olduğu iddiayı kaybetmiş bulunduğunu itiraf etti.

Kara deliklerin entropisi

1971’de İngiliz fizikçi Stephen Hawking, hangi tür kara delikte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzeyinin asla küçülmediğini gösterdi. Bu özellik, entropi (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termodinamiğin ikinci yasası”nı  andırmaktadır. Klasik fizik çerçevesinde, termodinamiğin bu yasası bir kara deliğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak ihlal edilebilir.
Fizikçi Jacob Bekenstein kara deliğin (doğada doğrulanmamakla birlikte) ufuk yüzeyiyle orantılı olan bir entropiye sahip olduğunu öne sürmüştür. Bekenstein kara deliğin ışınım yaymamasından ve termodinamikle olan ilişkisinin, yalnızca bir benzerlik olup, özelliklerinin fiziksel bir tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla birlikte kısa bir süre sonra  Hawking, “kuantum alan teorisi”ne  dayalı bir hesaplamayla, kara deliklerin entropisi hakkındaki sonucun, basit bir benzerlikten ibaret olmayıp, "kara deliklerin ışınımı"na (Hawking ışınımı)  bağlı  bir ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterdi.
Kara deliklerin termodinamik denklemleri kullanıldığında, öyle görünüyor ki, kara deliğin entropisi ufkunun yüzeyiyle orantılı bulunmaktadır.  Bu, "de Sitter evreni"  gibi bir ufuk içeren "kozmolojik örnekler"  bağlamında da uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur. Buna karşılık, bu entropinin "mikrokanonik topluluk"   bakımından açıklanması çözülememiş bir problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "string kuramı"  kısmi yanıtlar getirmeyi başardıysa da…
Daha sonra kara deliklerin azami entropi cisimleri olduğunu, yani belirli bir yüzeyle sınırlı bir uzay bölgesinin azami entropisinin aynı yüzeye sahip bir kara deliğin entropisine eşit olduğunu gösterdi.  Bu saptama fizikçilerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Susskind’ı “holografi ilkesi”  kavramını ortaya atmaya yöneltti. Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanabilir: Nasıl bir hologram bir hacimle ilgili enformasyonları basit bir yüzey üzerinde kodlayabiliyor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu bir kabartma etkisi sağlayabiliyorsa, aynı şekilde, uzaydaki bir bölgenin yüzeyinin tanımı da o bölgenin içeriğiyle ilgili tüm enformasyonu yeniden oluşturmaya imkân sağlamaktadır.
Kara deliklerin entropisinin keşfi, böylece, kara delikler ile termodinamiğin ve “kara delikler termodinamiği”nin  arasında son derece derin benzeşim ilişkilerinin kurulmasına olanak sağlamıştır ki, bu da “kuantum çekimi”   kuramının anlaşılmasına yardımcı olabilecektir.

Kara deliklerin buharlaşması (yok olması) ve Hawking ışınımı

Kara delikler evrendeki en kararlı ve en uzun ömürlü cisimler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawking ışınımı yaparak çok yavaşça enerjilerini kaybederler. Hawking ışınımı elimizdeki teknoloji ile saptanabilecek bir ışınım değildir.
1974'te Stephen Hawking “kuantum alan teorisini”  “genel görelilik”teki “eğrilmiş” uzayzamana uyguladı ve klasik mekanik tarafından öngörülenin aksine, kara deliklerin aslında, günümüzde “Hawking radyasyonu” adıyla bilinen bir ışınım (termik ışınıma yakın bir ışınım) yaymakta olduğunu keşfetti.  Şu halde kara delikler tümüyle “kara” değildi, yani yaydıkları bir şeyler de vardı.Fakat kara delikler, bugünkü bilgilerimize göre, özellikleri gereği, başka ışıma yapamazlar, çünkü yüzeylerindeki kaçış hızı ışık hızından yüksektir. Kara deliğin yüzeyinde bir fener yakabilseydik, fenerin ışığı çekiminin etkisi ile kara delik yüzeyine geri bükülecekti.
Hawking radyasyonu bir “kara cisim”in  spektroskopisine denk düşmektedir. Bu durumda, kara deliğin boyuyla ters orantılı olan ısısı bunla  ilişkilendirilebilecekti. Bu bakımdan, kara delik nicelik olarak büyüdükçe, ısısı düşmektedir. Merkür gezegeni kadar kütleli bir kara delik CMB  ışınımınkine (bir elektromanyetik ışınım türü) eşit bir ısıya (yaklaşık 2,73 kelvin) sahiptir. Kara deliğin kütlesi, ısısı, enerji kaybı ve Hawking radyasyonu arasındaki ilişki kara deliğin kütlesi arttıkça ısısının giderek düşmesine neden olmaktadır. Böylece, bir yıldızsal kara deliğin ısısı birkaç mikrokelvine kadar düşmektedir ki bu da “buharlaşma”sının  (yok olma, Hawking radyasyonu) doğrudan saptanmasını gitgide olanaksız kılmaktadır. Bununla birlikte kütlesi pek büyük olmayan kara deliklerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik basamaklardaki değişimlerinin anlaşılmasına olanak vermektedir. Böylece, birkaç milyon tonluk bir kara delik "kozmosun şu anki yaşı"ndan  daha az bir sürede buharlaşacaktır. Kara delik “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tümüyle “buharlaşma”sının bir gama ışınları dalgası üreteceğini düşünmektedirler. Bu düşünce, küçük kütleli kara deliklerin varlığının onaylanması anlamına gelmektedir. Bu durumda "ilksel kara delik"lerin varlığı söz konusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL  adlı Avrupa uydusunun sağladığı veriler üzerinde araştırılmaktadır.

Enformasyon paradoksu

21. yüzyılın başından beri henüz çözülememiş temel fizik meselelerinden biri, ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı”  nedeniyle, kara deliklerin içine girmiş olanları a posteriori olarak saptamak mümkün değildir. Bununla birlikte kara delikten uzaktaki bir gözlemcinin bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vaktiyle kara deliğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemci tarafından henüz görülebilmektedir.  Şu halde kara deliği oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değil midir?
Bir "kuantum çekimi kuramı"nın olmasını gerekli kılan bu konudaki düşünceler, kara deliğin sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entropiyle sınırlı ve bitmiş bir niceliğin var olabileceğini öne sürmektedir. Kara deliğe düşen madde ve enerjinin her türlü entropisi göz önünde bulundurulurken "Hawking ışınımı" değişkenliğinden ziyade, ufuk entropisi değişkenliği daha tatminkar görünmektedir. Yine de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özellikle kuantum konusunda.