|
Bilim adamlarının, 12 Aralık 1970 tarihinde Kenya kıyılarından
ilk X-ışın uydusu "Uhuru" yu uzaya
fırlatmaları ile, astronominin uğraşı alanı daha da genişledi. Uydu, kısa bir
zaman içinde düzinelerce X-ışın kaynağı bulmasına rağmen bu sayıyı ilk iki yıl
içinde 339 a çıkarttı. Bulunan bu kaynakların çoğunun şiddeti düzenli iken, az
miktarda bulunan diğer X-ışın kaynaklarının şiddeti 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 bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç "nötron" yıldızı bulmuşlardı. Bu nötron yıldızları
Güneş'in kütlesinin 1.4 ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri
birkaç kilometreyi geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir
kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir
şekilde artıyordu. Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini
açıklayabiliyordu. Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının
çözüldüğü zannedildi.
Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti. Astronomlar,
keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla
ilişkisini keşfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın
kütlesini, Güneş kütlesinin (Mo) 23 katına eşit olduğunu buldular. Bu
yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, Güneş'ten 8,200 ışık
yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 5.6 günlük bir
peryot ile dönmektedirler.
Astronomlar sistemin görünmeyen bileşeninin kütlesini, HDE 226868'nin gözlemlerden elde edilmiş kütle değeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu görünmeyen bileşenin kütlesi, Güneş kütlesinin 10 katına eşitti. Bulunan bu değer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir "kara delik" olmalıydı! (Şekil 1)
Şekil 1. Bir çift sistemde kara deliğin yoldaş yıldızla oluşturduğu pozisyonu.
Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik
veya en azından yoğun görünmeyen yıldızlar, 1784'de İngiliz astronom John Michell
tarafından önerilmişti. Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 1939'da Robert
Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti.
Oppenheimer, araştırma 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 doğru ilerledikçe yıldızda
üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir. Sonunda
çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık
ışını kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara
değin büzüldüğünde yıldız, kendi "olay ufkunun"
altında kalır (Şekil 2). Olay ufku, ardında ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar
gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve
buradan hiçbir şey kaçamaz.
Şekil 2. Bir kara deliğinin iç yapısı.
Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan
Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler (Şekil 3). Onlara göre
X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik
adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu. 1970'lerin başlarında, X-ışın
kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti. 1978'de Nasa'nın,
Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar o güne kadar
keşfedilmemiş 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu kaynakların bazıları
şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki
çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu. Nötron
yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik
adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.
Şekil 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 keşfinden 20 yıl
geçmesine rağmen bazı astronomlar Cyg X-1'in, bir kara delik adayı oluğundan
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 sistemin eğimini 30o
olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7Mo
olarak hesaplanmıştır.
HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan
çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE 226868 nin büyük,
mavi bir dev olduğunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların
spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik
kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan madde
miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles T.Bolton ve Douglas R.Gies HDE
226868'nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular. Bu çalışmadan başka Bohdan
Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1'in kütlesini HDE 226868'in kütlesinden bağımsız
hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduğunu 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
Cisim | Cyg X-1 | LMC X-1 | AO620-00 |
Takımyıldız | Cygnus | Doraba | Monoceros |
Bileşen Yıldız | OIb | B3V | KV |
Yörünge Peryodu (gün) | 5.6 | 1.70 | 7.80 |
Adayın (kütlesi) | 10 | 9 | 9 |
Cyg X-1'in diğer kara delik adayları ile karşılaştırılması, astronomlara yardım edebilir. Diğer 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 olduğunu gösterdiler. Cowley ve çalışma arkadaşları, 1970'li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya başladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiş olmalarına rağmen onların kara delik olabileceğine dair sağlam 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 bulunan 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 aşamada aklımıza şu soru gelebilir. Neden kara deliklerin keşfedilmesi nötron
yıldızlarının keşfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoğu çift
sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir. Manyetik
alan, yıldızın manyetik kutuplarına doğru düşen gazı kontrol eder. Gazın
kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluşur. İşte oluşan bu
X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir. Bu duruma
kara deliklerde rastlanmaz. Çünkü karadeliğe düşen madde, karadeliğin olay ufkunun
altına gireceğinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana getirmez. Bundan
başka tek başlarına 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 rağmen tek başlarına 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 oluştuğuna inanmaktadırlar. Çoğu karadelik aşağı yukarı aynı
boyutlarda olup birkaç kilometrelik çapları olduğu varsayılmaktadır. Bunun yanı
sıra da, çok daha büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı
düşünülmektedir. Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliğin var olabileceği fikri
ilk defa ciddi bir şekilde, "kuazarların"
keşfinden sonra başladı. Bilindiği gibi kuazarlar sıradan bir galaksiden 100 kez
hatta 1,000 kez daha fazla bir ışınım yaymaktadırlar. Bundan dolayı çoğu astronom,
böyle olağanüstü bir enerjinin ancak kara delikler sayesinde olabileceğini
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