Grawitacja to potężna siła: utrzymuje planety krążące po swoich orbitach wokół Słońca, a nawet była odpowiedzialna za formowanie planet, a także Słońca, z mgławic. Mało tego, to siła, która ostatecznie niszczy gwiazdy, takie jak Słońce, kiedy zabraknie im wodoru do spalenia. Jeśli gwiazda jest wystarczająco duża – co określa się podczas jej formowania – grawitacja może zamienić ją w czarną dziurę.
Kęsy kurzu
Mgławice to chmury pyłu i gazu, które przenikają wszechświat. Materia w danej mgławicy jest rozłożona nierównomiernie, a temperatura jest niska - tuż powyżej zera absolutnego. W tych temperaturach cząsteczki gazu łączą się, tworząc grudki, a grudka rosnąca w gęstym obszarze mgławicy – nazywana obłokiem molekularnym – może zacząć przyciągać materię do siebie. Gdy kępa rośnie, temperatura w jej jądrze wzrasta, ponieważ przyciąganie grawitacyjne zwiększa gęstość i energia kinetyczna cząstek, które zderzają się ze sobą coraz częściej i coraz częściej energia.
Gwiazdy Sekwencji Głównej
Powstanie gwiazdy z kępy międzygalaktycznego pyłu zajmuje około 10 milionów lat. Wraz ze wzrostem temperatury jądra staje się protogwiazdą i promieniuje światłem podczerwonym, ale gdy rdzeń staje się gęstszy i nieprzezroczysty, ta energia zostaje uwięziona, co przyspiesza ogrzewanie. Kiedy temperatura rdzenia osiągnie 10 milionów Kelvinów (18 milionów stopni Fahrenheita), rozpoczyna się fuzja wodoru, a ciśnienie na zewnątrz tej reakcji równoważy siłę ściskającą grawitacji. Gwiazda wchodzi w ciąg główny, który może trwać od 100 milionów do ponad biliona lat, w zależności od masy gwiazdy. Podczas swojej głównej sekwencji gwiazda utrzymuje stały promień i temperaturę.
Niebieskie gwiazdy olbrzymów
Bardzo duże gwiazdy, które mają masy 25 lub więcej razy większe od masy Słońca, mogą stać się czarnymi dziurami. Z powodu ogromnego ciśnienia wytwarzanego w jądrze masywnej gwiazdy, pali się ona goręcej i szybciej niż mniejsza gwiazda. Takie gwiazdy, gdy znajdują się w głównej sekwencji, płoną niebieskawym światłem i mogą mieć temperaturę powierzchni rzędu 20 000 kelwinów (35 450 stopni Fahrenheita). Dla porównania, temperatura powierzchni Słońca wynosi tylko około 6000 kelwinów (10 340 stopni Fahrenheita). Ponieważ pali się tak gorąco, masywnej gwieździe może zabraknąć wodoru w ułamku czasu potrzebnego na spalenie gwiazdy wielkości Słońca.
Powstanie czarnej dziury
Kiedy niebieskiemu olbrzymowi kończy się wodór, jego jądro zaczyna się zapadać, co wytwarza ciśnienie wystarczające do zainicjowania fuzji helu. Inne reakcje syntezy jądrowej zachodzą, gdy jądro nadal się zapada, aw pewnym momencie w gwieździe zabraknie materiału topliwego. W krytycznym punkcie rdzeń imploduje, tworząc tzw. supernową, która wyrzuca zewnętrzną powłokę gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Jeśli materia pozostała po supernowej ma masę co najmniej trzy razy większą od masy Słońca, nic nie może powstrzymać grawitacji przed zapadnięciem się w punkt o nieskończonej masie. Ten punkt to czarna dziura.
