Yıldız kaynaklı kara delik

**Yıldız kaynaklı kara delik** (ya da ***yıldız kütleli kara delik***), bir yıldızın kütleçekimi altında çökmesi sonucu oluşan kara deliktir. Bu tür kara deliklerin kütleleri genellikle Güneş’in kütlesinin yaklaşık 5 ila birkaç onlarca katı arasında değişir. Süpernova patlamalarının kalıntıları olarak ortaya çıkarlar ve kimi zaman gama ışını patlamaları biçiminde gözlemlenebilirler. Bu tür kara delikler için *çökmüş yıldız* (İng. *collapsar*) terimi de kullanılmaktadır.

2019 yılına kadar bilinen en büyük yıldız kütleli kara delik olan **LB-1 B** (ya da *LB-1*), yaklaşık **70 ± 1,45 M☉** kütleye sahiptir.

## Özellikleri
Doğal bir yıldızın çökmesi bir kara deliğin oluşumuna yol açabilir. Bir yıldız, çekirdeğinde füzyon tepkimelerini sürdürecek enerjiyi tükettiğinde yaşamının sonuna ulaşır. Eğer yıldızın çöken çekirdek kısmının kütlesi Tolman–Oppenheimer–Volkoff (TOV) sınırı olarak bilinen nötron degeneresi basıncının destekleyebileceği değerden düşükse, çökme sonucunda beyaz cüce veya nötron yıldızı gibi sıkışık bir yıldız oluşur. Ancak çekirdek kütlesi bu sınırı aştığında çökme durdurulamaz hale gelir ve süreç kara delik oluşumuyla sonuçlanır.

Nötron yıldızlarının sahip olabileceği en yüksek kütle kesin olarak bilinmemektedir. 1939'da bu sınır yaklaşık 0,7 Güneş kütlesi olarak hesaplanmış ve “TOV limiti” olarak adlandırılmıştır. 1996'da yapılan daha güncel tahminler, bu değerin 1,5 ila 3 Güneş kütlesi arasında olabileceğini göstermektedir.

Genel görelilik kuramına göre, teorik olarak herhangi bir kütleye sahip bir kara delik oluşabilir. Kütle azaldıkça yoğunluk artar ve madde kara deliğin biçimini belirlemeye başlar (örneğin Schwarzschild yarıçapı, kara deliğin yarıçapını tanımlar). Ancak şimdiye kadar birkaç Güneş kütlesinden daha düşük kütleli bir kara delik gözlemlenmemiştir.

2007 itibarıyla bilinen en yüksek kütleli yıldız kaynaklı kara delik yaklaşık 15,65 ± 1,45 Güneş kütlesine sahiptir. Buna ek olarak IC 10 X-1 adlı X-ışını kaynağının, 24–33 Güneş kütlesi aralığında bir yıldız kütleli kara delik olduğu düşünülmektedir. NASA'nın 2008 Nisan'ında bildirdiği XTE J1650-500 ve ismi açıklanmayan başka bir kara deliğin ise yaklaşık 3,8 Güneş kütlesi ve 24 kilometre yarıçapına sahip oldukları tahmin edilmiştir; ancak bu değerler sonradan revize edilmiştir. Günümüzde bu kara deliklerin kütlelerinin 5–10 Güneş kütlesi arasında olması daha olası görülmektedir.

Yıldız kütleli kara deliklerin yanı sıra, gözlemsel olarak varlıklarına dair güçlü kanıtlar bulunan iki başka kara delik türü daha vardır: orta kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler. Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde de süper kütleli bir kara deliğin bulunduğu bilinmektedir.

## İkili X-Ray birleşik sistemleri
Yıldız kütleli kara delikler, genellikle ikili yıldız sistemlerinde bulunur. Bu sistemlerde, kara deliğin çevresinde yoldaş bir yıldız yer alır ve bu yıldızdan madde kara deliğe doğru akmaya başladığında sistem gözlemlenebilir hale gelir. Madde kara deliğe düşerken aşırı derecede ısınır; sıcaklık yüz milyonlarca dereceye ulaşabilir ve bu süreçte X-ışınları yayılır. Bu nedenle yoldaş yıldız optik teleskoplarla, kara delik ise X-ışını gözlemleriyle tespit edilebilir. Kara deliklerden yayılan enerji, nötron yıldızlarından gelen enerjiyle benzer büyüklüktedir ve bu iki tür nesnenin birbirinden ayırt edilmesi zaman zaman güç olabilir.

Buna karşın nötron yıldızlarının kendine özgü bazı özellikleri vardır: belirgin dönme hızları, güçlü manyetik alanları ve yüzeylerinde meydana gelen termonükleer patlamalar. Bu tür olaylar gözlemlendiğinde sistemdeki kompakt nesnenin bir nötron yıldızı olduğu anlaşılır.

Bu sistemlerdeki kütleler, X-ışını ve optik gözlemlerden elde edilen verilerle hesaplanır. Şimdiye kadar kimliği doğrulanmış tüm nötron yıldızlarının kütlesi 2 Güneş kütlesinden küçüktür. 2 Güneş kütlesinin üzerindeki ikili sistemlerde ise nötron yıldızına özgü hiçbir özellik saptanmamıştır. Bu bulgular, bu tür sistemlerdeki kompakt nesnelerin kara delik olduğunu göstermektedir.

Yıldız kütleli kara deliklerin varlığı yalnızca gözlemsel kanıtlara değil, aynı zamanda teorik modellere dayanmaktadır. Kara deliklerin varlığına ilişkin doğrudan kanıtlar, çevresindeki maddenin kara deliğe doğru spiral biçimde düşerken yaydığı ışınımın gözlemlenmesiyle elde edilir. Bu tür gözlemler, kara deliklerin doğrudan tespitine yönelik en güçlü göstergelerden biridir.

## Kara delik mesafeleri
Galaktik düzlemdeki en uzak mesafelerin bazıları, kara deliklerin oluşum sürecindeki hız bileşenlerinden kaynaklanır. Kara deliklerin doğal (doğuşsal) hız dağılımları, nötron yıldızlarınınkiyle benzer değerlere sahiptir. İlk bakışta kara deliklerin daha büyük kütlelerinden ötürü nötron yıldızlarına göre daha düşük hızlara sahip olmaları beklenebilir. Ancak kara deliğin oluşumu sırasında asimetrik madde akışları nedeniyle kazanılan ek momentum, bu farkı dengeleyerek kara deliklerin ve nötron yıldızlarının benzer uzaysal hızlara ulaşmalarına yol açar.

## Kara delik adayları
Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde yer alan süper kütleli kara deliğin dışında, Dünya’ya daha yakın bölgelerde de birkaç yıldız kütleli kara delik adayı (BHC) bulunmuştur. Bu adayların tamamı, X-ışını ikili sistemlerinde yer alan kompakt nesneler olarak tanımlanır. Kara delikler, yoldaş yıldızlarından madde çekerek çevrelerinde bir akresyon diski oluştururlar. Bu sistemlerdeki yıldız kütleli kara deliklerin kütleleri genellikle 3 ile birkaç onlarca Güneş kütlesi arasında değişmektedir.

## Kaynakça
; Özel

; Genel
#&nbsp;Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes".&nbsp;*[[Classical and Quantum Gravity]]*&nbsp;**16**&nbsp;(12A): A3–A21.&nbsp;arXiv:astro-ph/9912186.&nbsp;doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
# **Y **&nbsp;Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes".&nbsp;arXiv:hep-ph/0511217&nbsp;[hep-ph].
# **Y **&nbsp;I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star".&nbsp;*Astronomy and Astrophysics*&nbsp;**305**: 871–877.&nbsp;Bibcode:1996A&A...305..871B..
# **Y **&nbsp;Nature 449, 799–801 (18 October 2007)
# **Y **&nbsp;Prestwich et al., The Astrophysical Journal, volume 669, part 2 (2007), pages L21–L24
# **Y **&nbsp;http://nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html 
# **Y **&nbsp;http://astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=6779 
# **Y **&nbsp;http://msnbc.msn.com/id/23904291/ 
# **Y **&nbsp;Investigating stellar-mass black hole kicks, Serena Repetto, Melvyn B. Davies, Steinn Sigurdsson, (Submitted on 14 Mar 2012 (v1), last revised 19 Jun 2012 (this version, v2))
# **Y **&nbsp;Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae, H.-Thomas Janka (Max Planck Institute for Astrophysics, Garching) (Submitted on 31 May 2013)
# **Y **&nbsp;J. Casares:&nbsp;*Observational evidence for stellar mass black holes.*&nbsp;Preprint
# **Y **&nbsp;M.R. Garcia et al.:&nbsp;*Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae.*&nbsp;Preprint
# **Y **&nbsp;J.E. McClintock and R.A. Remillard:&nbsp;*Black Hole Binaries.*&nbsp;Preprint
# **Y **&nbsp;ICRS&nbsp;coordinates obtained from&nbsp;SIMBAD. Format:&nbsp;right ascension&nbsp;(hh:mm:ss) ±declination&nbsp;(dd:mm:ss).
# **Y **&nbsp;Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996), "The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)",&nbsp;*A&A*&nbsp;**314**
# **Y **&nbsp;Orosz et al.&nbsp;*A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)*&nbsp;Preprint
# **Y **&nbsp;Scientists Discovered the Smallest Black Hole
# **Y **&nbsp;Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376–382.[1], Volume 616, Issue 1, pp.&nbsp;376–382

## Dış bağlantılar
*Black Holes: Gravity's Relentless Pull
* Black hole diagrams
*Janusz Ziółkowski "Black Hole Candidates"
*Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy, Newswise, 17-Oct-2007