Гравитација је моћна сила: она задржава планете да се окрећу у својим орбитама око Сунца, а чак је била одговорна и за стварање планета, као и сунца, из маглина. И не само то, то је сила која на крају уништава звезде попут сунца када им нестане водоника да би изгореле. Ако је звезда довољно велика - што се одређује када настаје - гравитација је може претворити у црну рупу.
Скупине прашине
Маглине су облаци прашине и гаса који прожимају свемир. Материја унутар дате маглине распоређена је неравномерно, а температура је ниска - мало изнад апсолутне нуле. На овим температурама, молекули гаса се везују и стварају накупине, а накупина која расте у густом подручју маглине - званом молекуларни облак - може почети да привлачи материју према себи. Како накупина расте, температура у њеном језгру расте, јер гравитационо привлачење повећава густину и кинетичка енергија честица, које се све чешће сударају и са све више и више енергије.
Звезде главне секвенце
Потребно је око 10 милиона година да звезда настане из накупине међугалактичке прашине. Како се температура језгра повећава, она постаје прото звезда и зрачи инфрацрвену светлост, али како језгро постаје гушће и непрозирно, ова енергија се заробљава, што убрзава загревање. Када температура језгра достигне 10 милиона Келвина (18 милиона степени Фахренхеита), започиње фузија водоника, а спољни притисак те реакције уравнотежује тлачну силу гравитације. Звезда улази у своју главну секвенцу, која може трајати од 100 милиона до преко трилион година, у зависности од масе звезде. Током свог главног низа, звезда одржава фиксни радијус и температуру.
Плаве дивовске звезде
Веома велике звезде, које имају масе 25 пута веће или веће од сунчеве, могу постати црне рупе. Због огромног притиска створеног у језгру масивне звезде, она гори јаче и брже од мање звезде. Такве звезде, када су у свом главном низу, сагоревају плавкастом светлошћу и могу имати површинску температуру од 20.000 Келвина (35.450 степени Фахренхеита). Поређења ради, температура сунчеве површине је само око 6000 Келвина (10.340 степени Фахренхеита). Будући да гори толико вруће, масивна звезда може да остане без водоника у делићу времена које је потребно да звезда величине сунца прегори.
Формирање црне рупе
Када плавом гиганту понестане водоника, његово језгро почиње да се урушава, што ствара довољан притисак да покрене фузију хелијума. Друге фузионе реакције се јављају док се језгро наставља да се урушава, а у одређеном тренутку звезда остаје без топљивог материјала. У критичној тачки, језгро имплодира у оно што се назива супернова, која дува спољну љуску звезде у свемир. Ако материја која остане након супернове има три пута већу масу од масе сунца, ништа не може спречити гравитацију да се сруши у тачку са бесконачном масом. Ова тачка је црна рупа.
