Περιεχόμενο
Η βαρύτητα είναι μια ισχυρή δύναμη: διατηρεί τους πλανήτες που περιστρέφονται στις τροχιές τους γύρω από τον ήλιο και ήταν ακόμα υπεύθυνος για τη διαμόρφωση των πλανητών, καθώς και του ήλιου, από τα νεφελώματα. Όχι μόνο αυτό, η δύναμή της που τελικά καταστρέφει τα αστέρια όπως ο ήλιος, όταν εξαντλούνται από το υδρογόνο για να καούν. Εάν ένα αστέρι είναι αρκετά μεγάλο - το οποίο καθορίζεται όταν σχηματίζεται - η βαρύτητα μπορεί να την μετατρέψει σε μια μαύρη τρύπα.
Συσσωματώματα σκόνης
Τα νεφέλαι είναι σύννεφα σκόνης και αερίου που διαπερνούν το σύμπαν. Η ύλη μέσα σε ένα δεδομένο νεφέλωμα κατανέμεται άνισα και η θερμοκρασία είναι χαμηλή - ακριβώς πάνω από το απόλυτο μηδέν. Σε αυτές τις θερμοκρασίες, τα μόρια αερίου συνδέονται μεταξύ τους για να σχηματίσουν συστάδες και ένα συστάδες που αναπτύσσονται σε μια πυκνή περιοχή ενός νεφελώματος - που ονομάζεται μοριακό σύννεφο - μπορούν να αρχίσουν να προσελκύουν την ύλη προς τον εαυτό της. Καθώς μεγαλώνει η συστάδα, η θερμοκρασία στον πυρήνα της αυξάνεται επειδή η βαρυτική έλξη αυξάνει την πυκνότητα και την κινητική ενέργεια των σωματιδίων, τα οποία συγκρούονται όλο και πιο συχνά και με όλο και περισσότερη ενέργεια.
Κύρια αστέρια ακολουθίας
Χρειάζονται περίπου 10 εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστεί ένα αστέρι από ένα σωρό διαγαλαξιακής σκόνης. Καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία του πυρήνα, γίνεται πρωτοσταθμός και ακτινοβολεί υπέρυθρο φως, αλλά καθώς ο πυρήνας γίνεται πιο πυκνός και αδιαφανής, η ενέργεια αυτή παγιδεύεται, η οποία επιταχύνει τη θέρμανση. Όταν η θερμοκρασία του πυρήνα φθάσει τα 10 εκατομμύρια Kelvins (18 εκατομμύρια βαθμούς Φαρενάιτ), αρχίζει η σύντηξη υδρογόνου και η εξωτερική πίεση αυτής της αντίδρασης εξισορροπεί τη δύναμη συμπίεσης της βαρύτητας. Το αστέρι εισέρχεται στην κύρια ακολουθία του, η οποία μπορεί να διαρκέσει από 100 εκατομμύρια έως πάνω από ένα τρισεκατομμύριο χρόνια, ανάλογα με τη μάζα των αστεριών. Κατά τη διάρκεια της κύριας ακολουθίας του, το άστρο διατηρεί σταθερή ακτίνα και θερμοκρασία.
Μπλε γιγαντιαία αστέρια
Πολύ μεγάλα αστέρια, που είναι εκείνα με μάζες 25 φορές ή και περισσότερο από τον ήλιο, μπορούν να γίνουν μαύρες τρύπες. Λόγω της τεράστιας πίεσης που παράγεται στον πυρήνα ενός μαζικού αστέρα, καίγεται θερμότερα και ταχύτερα από ένα μικρότερο αστέρι. Αυτά τα αστέρια, όταν βρίσκονται στην κύρια ακολουθία τους, καίγονται με ένα γαλαζωπό φως και μπορούν να έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες 20.000 Kelvin (35.450 βαθμούς Φαρενάιτ). Συγκριτικά, η θερμοκρασία επιφάνειας του ήλιου είναι μόνο περίπου 6.000 Kelvin (10.340 βαθμούς Φαρενάιτ). Επειδή καίγεται τόσο ζεστό, ένα τεράστιο αστέρι μπορεί να εξαντληθεί από το υδρογόνο σε ένα κλάσμα του χρόνου που χρειάζεται για ένα αστέρι μεγέθους ήλιου να καεί.
Δημιουργία μιας μαύρης τρύπας
Όταν ένας μπλε γίγαντας περάσει από το υδρογόνο, ο πυρήνας του αρχίζει να καταρρέει, ο οποίος δημιουργεί αρκετή πίεση για να ξεκινήσει τη σύντηξη του ήλιου. Άλλες αντιδράσεις σύντηξης συμβαίνουν καθώς ο πυρήνας συνεχίζει να καταρρέει και σε ένα ορισμένο σημείο το αστέρι τρέχει από εύτηκτο υλικό. Σε ένα κρίσιμο σημείο, ο πυρήνας εκρήγνυται σε αυτό που ονομάζεται σουπερνόβα, το οποίο φυσά το εξωτερικό κέλυφος των αστεριών στο διάστημα. Εάν το θέμα παραμείνει αφότου η σουπερνόβα έχει μάζα τριών ή περισσότερων από εκείνη του ήλιου, τίποτα δεν μπορεί να σταματήσει τη βαρύτητα από την κατάρρευση σε ένα σημείο με άπειρη μάζα. Αυτό το σημείο είναι μια μαύρη τρύπα.