Yerçekimi güçlü bir kuvvettir: gezegenlerin güneş etrafındaki yörüngelerinde dönmesini sağlar ve hatta gezegenleri ve güneşi nebulalardan oluşturmaktan sorumluydu. Sadece bu değil, güneş gibi yıldızları yakmak için hidrojenleri tükendiğinde nihayetinde yok eden güçtür. Bir yıldız yeterince büyükse - ki bu oluştuğu zaman belirlenir - yerçekimi onu bir kara deliğe dönüştürebilir.
Toz yığınları
Bulutsular, evreni kaplayan toz ve gaz bulutlarıdır. Belirli bir bulutsu içindeki madde eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır ve sıcaklık düşüktür - mutlak sıfırın hemen üzerindedir. Bu sıcaklıklarda, gaz molekülleri kümeler oluşturmak için birbirine bağlanır ve bir bulutsunun yoğun bir bölgesinde büyüyen bir küme - moleküler bulut olarak adlandırılır - maddeyi kendisine çekmeye başlayabilir. Küme büyüdükçe çekirdeğindeki sıcaklık artar çünkü yerçekimi kuvveti yoğunluğu artırır ve Birbirleriyle giderek daha sık ve daha fazla çarpışan parçacıkların kinetik enerjisi enerji.
Ana Dizi Yıldızları
Bir yıldızın galaksiler arası toz yığınından oluşması yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Çekirdeğin sıcaklığı arttıkça bir önyıldız olur ve kızılötesi ışık yayar, ancak çekirdek daha yoğun ve opak hale geldikçe bu enerji tutulur ve bu da ısınmayı hızlandırır. Çekirdek sıcaklığı 10 milyon Kelvin'e (18 milyon Fahrenheit derece) ulaştığında, hidrojen füzyonu başlar ve bu reaksiyonun dışarıdaki basıncı, yerçekiminin sıkıştırma kuvvetini dengeler. Yıldız, kütlesine bağlı olarak 100 milyondan bir trilyon yıla kadar sürebilen ana dizisine girer. Ana dizilimi sırasında yıldız sabit bir yarıçapı ve sıcaklığı korur.
Mavi Dev Yıldızlar
Güneşin kütlesinin 25 katı veya daha fazla kütleye sahip olan çok büyük yıldızlar karadelik haline gelebilirler. Büyük kütleli bir yıldızın merkezinde oluşan muazzam basınç nedeniyle, daha küçük bir yıldızdan daha sıcak ve daha hızlı yanar. Bu tür yıldızlar ana dizilimlerindeyken mavimsi bir ışıkla yanarlar ve 20.000 Kelvin (35.450 Fahrenheit) yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Karşılaştırıldığında, güneşin yüzey sıcaklığı sadece yaklaşık 6.000 Kelvin'dir (10.340 derece Fahrenheit). Çok sıcak yandığı için, büyük bir yıldız, güneş boyutundaki bir yıldızın yanması için geçen zamanın çok küçük bir bölümünde hidrojeni tüketebilir.
Bir Kara Deliğin Oluşumu
Mavi bir dev hidrojeni bittiğinde, çekirdeği çökmeye başlar ve bu da helyum füzyonunu başlatmak için yeterli basınç oluşturur. Çekirdek çökmeye devam ettikçe diğer füzyon reaksiyonları meydana gelir ve belirli bir noktada yıldızda eriyebilir malzeme biter. Kritik bir noktada çekirdek, yıldızın dış kabuğunu uzaya fırlatan bir süpernova olarak adlandırılan şeyde patlar. Süpernovadan sonra arta kalan maddenin kütlesi Güneş'inkinin üç katı veya daha fazlaysa, yerçekiminin sonsuz kütleli bir noktaya çökmesini hiçbir şey durduramaz. Bu nokta bir kara deliktir.
