La gravité est une force puissante: elle maintient les planètes en rotation sur leurs orbites autour du soleil, et elle était même responsable de la formation des planètes, ainsi que du soleil, à partir de nébuleuses. Non seulement cela, c'est la force qui détruit finalement les étoiles comme le soleil lorsqu'elles manquent d'hydrogène pour brûler. Si une étoile est suffisamment grande, ce qui est déterminé lors de sa formation, la gravité peut la transformer en trou noir.
Des amas de poussière
Les nébuleuses sont des nuages de poussière et de gaz qui envahissent l'univers. La matière dans une nébuleuse donnée est distribuée de manière inégale et la température est basse -- juste au-dessus du zéro absolu. À ces températures, les molécules de gaz se lient pour former des amas, et un amas se développant dans une région dense d'une nébuleuse - appelé nuage moléculaire - peut commencer à attirer la matière vers lui-même. Au fur et à mesure que la touffe grandit, la température à son cœur augmente parce que l'attraction gravitationnelle augmente la densité et l'énergie cinétique des particules, qui entrent en collision les unes avec les autres de plus en plus fréquemment et avec de plus en plus énergie.
Étoiles de la séquence principale
Il faut environ 10 millions d'années pour qu'une étoile se forme à partir d'un amas de poussière intergalactique. Au fur et à mesure que la température du cœur augmente, il devient une protoétoile et émet de la lumière infrarouge, mais à mesure que le cœur devient plus dense et opaque, cette énergie est piégée, ce qui accélère le chauffage. Lorsque la température centrale atteint 10 millions de Kelvins (18 millions de degrés Fahrenheit), la fusion de l'hydrogène commence et la pression vers l'extérieur de cette réaction équilibre la force de compression de la gravitation. L'étoile entre dans sa séquence principale, qui peut durer de 100 millions à plus de mille milliards d'années, selon la masse de l'étoile. Au cours de sa séquence principale, l'étoile maintient un rayon et une température fixes.
Étoiles géantes bleues
Les très grosses étoiles, qui sont celles dont la masse est 25 fois supérieure ou supérieure à celle du soleil, peuvent devenir des trous noirs. En raison de l'énorme pression générée au cœur d'une étoile massive, elle brûle plus chaud et plus rapidement qu'une étoile plus petite. De telles étoiles, lorsqu'elles sont dans leur séquence principale, brûlent avec une lumière bleuâtre et peuvent avoir des températures de surface de 20 000 Kelvin (35 450 degrés Fahrenheit). En comparaison, la température de surface du soleil n'est que d'environ 6 000 Kelvin (10 340 degrés Fahrenheit). Parce qu'il brûle si chaud, une étoile massive peut manquer d'hydrogène en une fraction du temps qu'il faut à une étoile de la taille du soleil pour s'éteindre.
Formation d'un trou noir
Lorsqu'une géante bleue manque d'hydrogène, son noyau commence à s'effondrer, ce qui génère suffisamment de pression pour initier la fusion de l'hélium. D'autres réactions de fusion se produisent alors que le noyau continue de s'effondrer et, à un certain point, l'étoile n'a plus de matériau fusible. À un point critique, le noyau implose dans ce qu'on appelle une supernova, qui propulse la coque externe de l'étoile dans l'espace. Si la matière qui reste après la supernova a une masse de trois fois ou plus celle du soleil, rien ne peut empêcher la gravité de s'effondrer en un point de masse infinie. Ce point est un trou noir.