Gravitația este o forță puternică: menține planetele care se rotesc în orbita lor în jurul soarelui și a fost chiar responsabilă de formarea planetelor, precum și a soarelui, din nebuloase. Nu numai asta, este forța care în cele din urmă distruge stelele precum soarele atunci când rămân fără hidrogen pentru a arde. Dacă o stea este suficient de mare - care se determină atunci când se formează - gravitația o poate transforma într-o gaură neagră.
Ciorchini de praf
Nebuloasele sunt nori de praf și gaze care pătrund în univers. Materia dintr-o nebuloasă dată este distribuită inegal, iar temperatura este scăzută - chiar peste zero absolut. La aceste temperaturi, moleculele de gaz se leagă împreună pentru a forma aglomerări, iar o aglomerare care crește într-o regiune densă a unei nebuloase - numită nor molecular - poate începe să atragă materia către sine. Pe măsură ce aglomerarea crește, temperatura din centrul său crește, deoarece atracția gravitațională mărește densitatea și energia cinetică a particulelor, care se ciocnesc între ele din ce în ce mai frecvent și cu din ce în ce mai mult energie.
Stele secvenței principale
Este nevoie de aproximativ 10 milioane de ani pentru ca o stea să se formeze dintr-o grămadă de praf intergalactic. Pe măsură ce temperatura miezului crește, acesta devine protostel și radiază lumină infraroșie, dar pe măsură ce miezul devine mai dens și opac, această energie este prinsă, ceea ce accelerează încălzirea. Când temperatura centrală atinge 10 milioane de Kelvini (18 milioane de grade Fahrenheit), începe fuziunea hidrogenului, iar presiunea exterioară a acelei reacții echilibrează forța de gravitație compresivă. Steaua intră în secvența sa principală, care poate dura de la 100 de milioane până la peste un trilion de ani, în funcție de masa stelei. În timpul secvenței sale principale, steaua menține o rază și o temperatură fixe.
Blue Giant Stars
Stelele foarte mari, care sunt cele cu mase de 25 de ori mai mari decât ale soarelui, pot deveni găuri negre. Datorită presiunii extraordinare generate în miezul unei stele masive, aceasta arde mai fierbinte și mai repede decât o stea mai mică. Astfel de stele, când se află în secvența lor principală, ard cu o lumină albăstruie și pot avea temperaturi de suprafață de 20.000 Kelvin (35.450 grade Fahrenheit). Prin comparație, temperatura suprafeței soarelui este de numai aproximativ 6.000 Kelvin (10.340 grade Fahrenheit). Deoarece arde atât de fierbinte, o stea masivă poate rămâne fără hidrogen într-o fracțiune din timpul necesar unei stele de dimensiunea soarelui pentru a arde.
Formarea unui orificiu negru
Când un gigant albastru rămâne fără hidrogen, nucleul său începe să se prăbușească, ceea ce generează suficientă presiune pentru a iniția fuziunea heliului. Alte reacții de fuziune apar pe măsură ce nucleul continuă să se prăbușească și, la un moment dat, steaua rămâne fără material fuzibil. Într-un moment critic, nucleul implodează în ceea ce se numește supernova, care suflă învelișul exterior al stelei în spațiu. Dacă materia rămasă după supernova are o masă de trei ori mai mare decât cea a soarelui, nimic nu poate împiedica gravitația să se prăbușească într-un punct cu masă infinită. Acest punct este o gaură neagră.