Aktif kara delikleri tespit etmek oldukça kolaydır. Aşırı ısınmış akreasyon diskleri parlak X ışınları yayar ve kutuplardan fışkıran jetler, görünür ve radyo dalgaları ile kolayca gözlemlenebilir. Ancak çoğu yıldız kütlesine sahip kara delik inaktiftir. Bunlar ya galaksi içinde yalnız başlarına dolaşır ya da malzemesini tüketmeden bir yıldız arkadaşının etrafında döner. İnaktif kara delikleri doğrudan gözlemlemek mümkün değildir; sadece yakınlardaki nesneler üzerindeki etkilerini gözlemleyebiliriz. Şu anda, Gaia uzay aracı sayesinde bu tür üç kara deliği biliyoruz.
Gaia’nın temel görevi, Samanyolu galaksimizin bölgesinde bulunan bir milyardan fazla yıldızın konumlarını ve hareketlerini haritalandırmaktır. Bu hedefe ulaşmak için, hareket ölçümlerinin çok hassas olması gerekir. Yıldızın hareketindeki küçük dalgalanmaları bile tespit edebilecek kadar hassas olmalıdır. Genellikle bu, yıldızın bir gezegene sahip olduğu anlamına gelir ve gezegenin yerçekimi etkisiyle yıldızın titremesine neden olur. Ancak en az üç durumda, yerçekimi çekiminin büyüklüğü o kadar fazladır ki, arkadaşının kütlesi yıldız kütlesine sahiptir. Eğer bu bir yıldız olsaydı, Gaia tarafından tespit edilirdi. Gaia tarafından tespit edilmediğine göre, arkadaşı bir kara deliktir.
Bu şekilde keşfettiğimiz sessiz kara deliklerin her birinin küçük bir yıldız arkadaşı vardır. Bu, geçmişte bu sistemlerin asimetrik ikili sistemler olduğu anlamına gelir; yani bir yıldız diğerinden çok daha büyüktü. Büyük yıldızların kalıntıları kara deliklere dönüşürken, bugün gördüğümüz sistemleri oluşturdu.
Keşfettiğimiz bu sistemlerden birinde, Gaia BH3’te, sistem beklediğimiz gibi geniş bir ikili sisteme sahiptir. Ancak diğer iki sistemde, BH1 ve BH2, ikililer çok daha yakındır. Bu durum, oluşumları hakkında yeni sorular ortaya çıkarmaktadır. Büyük bir yıldız öldüğünde, inanılmaz derecede genişler. Yakın yörüngede bulunan bir arkadaş yıldız, ölen yıldız tarafından yutulabilir ve bu da iki nesnenin tek bir kara delik sistemine dönüşmeden önce birleşmesine neden olabilir. BH1 ve BH2’deki arkadaş yıldızların yörüngeleri göz önüne alındığında, bunlar nasıl hayatta kalabildiler? Bir olasılık, “Roche Lobe Overflow” olarak bilinen bir süreçtir.
Bir yıldız için Roche lobe, kendi yerçekiminin baskın olduğu uzay bölgesidir. Bu bölgenin ötesinde, arkadaş yıldız daha güçlü bir etkiye sahiptir. Bu, genişleyen bir yıldızın dış katmanları Roche lobe’un ötesine geçtiğinde, gelgit kuvvetlerinin bu malzemenin arkadaş yıldızı tarafından yakalanmasına izin vereceği anlamına gelir. Başlangıçta genişleyen ve Roche lobe’u aşan malzeme yeterince dağınık ise, daha küçük yıldız iki yıldızın birbirine doğru spiral şeklinde hareket etmeden önce bunu yapabilir. Daha küçük arkadaş yıldızı, büyük arkadaş yıldızının kara deliğe dönüşmesi için gereken süreyi koruyarak uzun süre boyunca kararlı bir yörüngede kalabilir.
Sadece üç gözlemlenen sistemimiz olduğu için, Roche Lobe Overflow modelini doğrulamak için yeterli kanıtımız yok. Ancak bu ilk çalışma, asimetrik ikili sistemlerin kara delik ikili sistemlerine dönüşme şeklinin düşündüğümüzden daha karmaşık olduğunu göstermektedir.
