Η βαρύτητα είναι μια ισχυρή δύναμη: κρατά τους πλανήτες να περιστρέφονται στις τροχιές τους γύρω από τον ήλιο και ήταν ακόμη υπεύθυνος για το σχηματισμό των πλανητών, καθώς και του ήλιου, από νεφελώματα. Όχι μόνο αυτό, είναι η δύναμη που καταστρέφει τελικά αστέρια όπως ο ήλιος όταν εξαντλούνται από υδρογόνο για να κάψουν. Εάν ένα αστέρι είναι αρκετά μεγάλο - το οποίο καθορίζεται όταν σχηματίζεται - η βαρύτητα μπορεί να το μετατρέψει σε μαύρη τρύπα.
Μάζες σκόνης
Τα νεφελώματα είναι σύννεφα σκόνης και αερίου που διαπερνούν το σύμπαν. Η ύλη εντός ενός δεδομένου νεφελώματος κατανέμεται άνισα και η θερμοκρασία είναι χαμηλή - ακριβώς πάνω από το απόλυτο μηδέν. Σε αυτές τις θερμοκρασίες, τα μόρια αερίων συνδέονται μεταξύ τους για να σχηματίσουν συστάδες και μια συστάδα που αναπτύσσεται σε μια πυκνή περιοχή ενός νεφελώματος - που ονομάζεται μοριακό νέφος - μπορεί να αρχίσει να προσελκύει την ύλη προς τον εαυτό της. Καθώς η συστάδα μεγαλώνει, η θερμοκρασία στον πυρήνα της αυξάνεται επειδή η βαρυτική έλξη αυξάνει την πυκνότητα και κινητική ενέργεια των σωματιδίων, τα οποία συγκρούονται μεταξύ τους όλο και πιο συχνά και με όλο και περισσότερο ενέργεια.
Κύρια αστέρια ακολουθίας
Χρειάζονται περίπου 10 εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστεί ένα αστέρι από μια συσσωματωμένη διαγαλαξιακή σκόνη. Καθώς η θερμοκρασία του πυρήνα αυξάνεται, γίνεται πρωτόστρωμα και εκπέμπει υπέρυθρο φως, αλλά καθώς ο πυρήνας γίνεται πυκνότερος και αδιαφανής, αυτή η ενέργεια παγιδεύεται, η οποία επιταχύνει τη θέρμανση. Όταν η θερμοκρασία του πυρήνα φτάσει τα 10 εκατομμύρια Kelvins (18 εκατομμύρια βαθμούς Φαρενάιτ), ξεκινά η σύντηξη υδρογόνου και η εξωτερική πίεση αυτής της αντίδρασης εξισορροπεί τη συμπιεστική δύναμη της βαρύτητας. Το αστέρι μπαίνει στην κύρια ακολουθία του, η οποία μπορεί να διαρκέσει από 100 εκατομμύρια έως πάνω από ένα τρισεκατομμύριο χρόνια, ανάλογα με τη μάζα του αστεριού. Κατά τη διάρκεια της κύριας ακολουθίας του, το αστέρι διατηρεί σταθερή ακτίνα και θερμοκρασία.
Μπλε γιγαντιαία αστέρια
Πολύ μεγάλα αστέρια, που είναι εκείνα με μάζες 25 φορές ή περισσότερο από τον ήλιο, μπορούν να γίνουν μαύρες τρύπες. Λόγω της τεράστιας πίεσης που δημιουργείται στον πυρήνα ενός τεράστιου αστεριού, καίει θερμότερα και γρηγορότερα από ένα μικρότερο αστέρι. Τέτοια αστέρια, όταν βρίσκονται στην κύρια ακολουθία τους, καίγονται με γαλάζιο φως και μπορούν να έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες 20.000 Kelvin (35.450 βαθμούς Φαρενάιτ). Συγκριτικά, η θερμοκρασία του ήλιου είναι περίπου 6.000 Kelvin (10.340 βαθμοί Φαρενάιτ). Επειδή καίγεται τόσο ζεστό, ένα τεράστιο αστέρι μπορεί να εξαντληθεί από υδρογόνο σε ένα κλάσμα του χρόνου που χρειάζεται για να καεί ένα αστέρι μεγέθους ήλιου.
Σχηματισμός Μαύρης Τρύπας
Όταν ένας μπλε γίγαντας εξαντλείται από υδρογόνο, ο πυρήνας του αρχίζει να καταρρέει, γεγονός που δημιουργεί αρκετή πίεση για να ξεκινήσει η σύντηξη ηλίου. Άλλες αντιδράσεις σύντηξης εμφανίζονται καθώς ο πυρήνας συνεχίζει να καταρρέει, και σε ένα ορισμένο σημείο, το αστέρι εξαντλείται από εύτηκτο υλικό. Σε κρίσιμο σημείο, ο πυρήνας εκτοξεύεται σε αυτό που ονομάζεται σουπερνόβα, το οποίο φυσά το εξωτερικό κέλυφος του αστεριού στο διάστημα. Εάν η ύλη που έχει απομείνει μετά το σουπερνόβα έχει μια μάζα τριών φορές ή μεγαλύτερη από εκείνη του ήλιου, τίποτα δεν μπορεί να σταματήσει να καταρρέει η βαρύτητα σε ένα σημείο με άπειρη μάζα. Αυτό το σημείο είναι μια μαύρη τρύπα.