زمانی که به ستارگان می‌نگرید، درواقع به گذشته نگاه می‌کنید. نور درواقع همواره بازمان است و ستارگان این ادعا را ثابت می‌کنند. یک نکته‌ی خلاف قاعده و جالب‌توجه این است که زمانی که به ستارگان با دقت بیشتری نگاه می‌کنید انگار به‌سادگی مراحل مختلف زندگی خود را می‌بینید. برای درک بهتر سیر زندگی ستارگان با ما همراه باشید.
ستارگان ممکن است در تغییر جزئی رنگ و درخشندگی شبیه به هم دیده شوند اما این نکته حقیقت ندارد. شما می‌توانید به یک قسمت از ستارگان نگاه کنید و متوجه متولد شدن ستارگان جدید شوید درحالی‌که در قسمت دیگری از آسمان با ستاره‌های مرده روبرو خواهید شد.
درک تکامل ستارگان فراتر از زیبایی درک این نکته است که ستارگان نیز مانند سایر موجودات دارای طول زندگی مشخصی هستند. تمام عناصر طبیعی به‌جز هیدروژن که عنصر اصلی سازنده‌ی بدن ما هستند، بر روی تکامل ستارگان تأثیر می‌گذارند. یک ستاره به‌اندازه‌ی خورشید اتم‌های خود را در فضا آزاد می‌کند و لکه‌های زیبای نجومی را به رخ زمین می‌کشد. یک منبع بزرگ‌تر که حاوی عناصری مانند کلسیم باشد، می‌تواند در اثر مرگ ابرنواختر، ذره‌های اتمی خود را در فضا آزاد کند. بسیاری از اطلاعاتی که درباره‌ی جهان به‌دست آورده‌ایم از طریق مطالعه‌ی ستارگان بوده است؛ از تولد مرموز آنها تا مرگ‌های حاصل انفجارهای عظیم.
تولد و تعادل
کهکشان‌ها حاوی یک محیط بین ستاره‌ای هستند که عمدتاً از گاز و ذرات تشکیل‌شده است. ترکیب ذرات و گازهای موجود در هر کهکشان با کهکشان دیگر تفاوت دارد. برای مثال محیط زمین را ۷۰ درصد هیدروژن در برگرفته است. هلیوم نیز بخش عمده‌ای از باقیمانده‌ی ذرات را تشکیل می‌دهد. همچنین این محیط با میلیون‌ها ذره در هر سانتی‌متر مکعب، پرشده است. محیط میان ستاره‌ای شامل مقداری از عناصر سنگین که از ستاره‌های مرده ساطع‌شده است، نیز می‌باشد. این محیط کاملاً ثابت و استوار نیست.
ابرهای مولکولی بخشی از محیط میان ستاره‌ای می‌باشند که قادر به ساخت مولکول هستند. ابرهای مولکولی غول‌پیکر، بخش‌های عظیمی از گازها با تراکم کمتر نسبت به گازهای ستارگان می‌باشند. اگرچه این ابرها حاوی ۱ تا ۱۰۰ میلیون اجرام خورشیدی هستند اما بسیار سرد می‌باشند و دمای آنها فقط چند درجه کلوین می‌باشد. در مورد این ابرها این نکته به اثبات رسیده است که تقریباً صد نوع مولکول مختلف شامل اتیل الکل و کربن دی‌اکسید را در خود جای‌داده‌اند. ابرهای مولکولی غول‌پیکر احتمالاً مهد ایجاد ستارگان هستند.
ستاره‌ها زمانی تشکیل می‌شوند که جاذبه مناطق کوچکی از این ابرهای مولکولی را وادار به افزایش تراکم کند و به دمای بالاتری برساند؛ البته برای رخ دادن چنین حالتی باید عامل‌های مختلف دیگری نیز رخ دهند و این اتفاق به‌خودی‌خود رخ نمی‌دهد. عواملی مانند عبور امواج شوک از ابرنواخترها که ممکن است باعث انقباض گاز یا برخورد میان ابرهای مولکولی غول‌پیکر و تشکیل ستاره شود. همچنین ستاره‌های نزدیک نیز می‌توانند گاز را یونیزه کنند و آن را به سمت محیط خنک‌تر و متراکم‌تر هدایت کنند. هنگامی‌که ابر منقبض شود، جاذبه تمام اتم‌ها را در مرکز جمع می‌کند. اتم‌ها به‌محض قرار گرفتن در مرکز، سرعت می‌گیرند، اما این تنها برای گرم کردن گاز و تشکیل ستاره کافی نمی‌باشد.
حرکت تصادفی اتم‌ها
حرکت اتم‌های در حال سقوط باید کاملاً تصادفی باشد و با سرعت زیاد با یکدیگر برخورد کنند. انرژی حرارتی ناشی از این برخورد تصادفی باعث افزایش دمای گاز می‌شود. انرژی گرانشی به انرژی حرارتی تبدیل می‌شود زیرا اتم‌ها سرعت می‌گیرند، برخورد می‌کنند و داغ می‌شوند؛ همه این‌ها به دلیل حرکت رو به پایین نیروی جاذبه است.
توده‌های موجود در ابرهای مولکولی غول‌پیکر را می‌توان پیش ستاره نامید که آنها آن‌قدر داغ هستند که بتوانند مادون‌قرمز از خود متصاعد کنند اما هنوز به دمای موردنیاز برای رخ دادن همجوشی هسته‌ای نرسیده‌اند. پیش ستاره‌ها دارای مراکزی با چگالی بالا هستند که توسط ابرهای کم چگالی پخته‌شده‌اند. پیش ستاره‌ها زمانی که از قسمت داخلی به قسمت بیرونی حرکت می‌کنند بزرگ و درخشان می‌شوند و در این هنگام توده‌ها نیز به سمت قسمت‌های بیرونی ابر حرکت می‌کنند و سریع‌تر می‌چرخد و ابر اطراف خود را به یک دیسک متلاطم تبدیل می‌کند. این دیسک‌های پیش ستاره‌ای، جایی هستند که ستاره شناسان اعتقاددارند سیارات شکل می‌گیرند.
زمانی که گازها نیروی خود را از دست می‌دهند، به سمت مرکز سقوط می‌کنند و در این حالت پیش ستاره‌ها رشد می‌کنند. پیش ستاره‌ها این گازهای رهاشده در اطرافشان را جمع می‌کنند و سپس با افزایش باد و گرم شدن هوا، گاز و غبار اطراف از ابر دور می‌شوند و سرانجام خود را از پیله سحابی خود جدا می‌کنند.
نمودار H-R و ستارگان اصلی
نمودار Hertzsprung-Russell (نمودار H-R)، گرافی است که نمودار ستاره‌ها را بر اساس درجه حرارت و سطح درخشندگی‌شان ترسیم می‌کند. البته اندازه هم در این نمودار در نظر گرفته‌شده است. نمودار ستارگان بر اساس درخشندگی در محور عمودی و درجه حرارت در محور افقی ترسیم می‌شوند.
گروه مشخصی از ستارگان وجود دارند که در امتداد بخشی از گراف‌های دنباله اصلی قرار دارند. انواع ستاره‌هایی که در این گروه قرار دارند قابل‌مشاهده هستند و جزء فراوان‌ترین نوع ستارگان محسوب می‌شوند. فاز اصلی ستارگان زمانی آغاز می‌شود که هیدروژن را در هسته‌ی خود با هلیوم ترکیب کنند. این ستارگان از این واکنش‌ها تغذیه می‌شوند. ستاره‌هایی که در دنباله‌ی اصلی قرار دارند، توازن را بین گرانش، که ستاره را منقبض می‌کند، و فشار حرارت داخلی، که آن را گسترش می‌دهد، برقرار می‌کنند. می‌گوییم چنین ستاره‌هایی در حالت تعادل هیدرواستاتیک قرار دارند.
همچنین بین فشار و دما رابطه ویژه‌ای وجود دارد، به همین دلیل یک تنظیم‌کننده‌ی دما برای نگه‌داشتن ستارگان به‌طور پیوسته سوزانده می‌شود. اگر واکنش هسته‌ای ستاره، انرژی بیش‌ازحدی را تولید کند مازاد انرژی از پوسته‌ی ستاره خارج می‌شود و این لایه گسترش می‌یابد. در این هنگام لایه‌ی گسترش یافته، دما و غلظت مرکز را پایین می‌آورد و واکنش هسته‌ای کاهش می‌یابد تا زمانی که به حالت پایدار برسد. برعکس ، اگر واکنش‌های هسته‌ای انرژی بسیارکمی تولید کنند، ستاره منقبض می‌شود و دما و چگالی مرکز تا زمانی که میزان تولید انرژی هسته‌ای بار دیگر به اندازه‌ی موردنیاز برسد، افزایش یابد.
مرحله اصلی تا زمانی که ستاره در تعادل هیدرو استاتیک باشد ادامه دارد و با تولید هیدروژن برای سوخت، انرژی حرارتی تولید می‌کند.
ستارگان کوچک هیدروژن خود را بسیار آهسته‌تر از ستاره‌های بزرگ می‌سوزانند، بنابراین طول عمر یک ستاره و اتفاقاتی که بعد از دنباله اصلی رخ می‌دهد بستگی به جرم آن دارد.
ستاره‌های پیر
غول‌ها و کوتوله‌ها
ما به‌تازگی این نتیجه رسیده‌ایم که واکنش‌های هسته‌ای یک ستاره، انرژی‌ای را تولید می‌کند که فضای داخلی را داغ نگه می‌دارد. این کار باعث ایجاد یک محیط با فشار بالا می‌شود که جاذبه را متعادل می‌کند و از خرد شدن ستاره براثر وزن خود جلوگیری می‌کند. واقعیت این است که گرانش همیشه در پایان پیروز می‌شود. سرانجام نیاز ستاره به هیدروژن در هسته کاهش می‌یابد که این به معنی آغاز مرگ یک ستاره است.
دنباله اصلی برای ستاره‌هایی مانند خورشید چند میلیارد سال طول می‌کشد (تقریباً ۴/۴ توده خورشیدی). تخمین زده می‌شود که مرحله توالی اصلی خورشید در حدود ۱۰ میلیارد سال طول بکشد و دانشمندان بر این باورند که ما در نیمه‌ی راه چرخه زندگی فعال ستاره خود هستیم. این به نظر یک عمر طولانی است، اما این دوره نیز به‌پایان خواهد رسید.
فرض کنید که یک آتش بدون چوب و به هم زدن رها شود؛ نتیجه‌ی آن خاموش شدن آتش است. ستارگان شبیه خورشید هم، زمانی که گرمای کمی در مرکز خود داشته باشند، اتفاقی مانند خاموش شدن آتش برایشان رخ می‌دهد. در این زمان خاکستر هلیوم نیز در هسته‌ی ستاره به‌عنوان مواد گداخته قرار می‌گیرند و ازآنجایی که هلیوم قدرت لازم برای سوختن و تبدیل‌شدن به عناصر دیگر را ندارد بنابراین انرژی آن تلف می‌شود و درنتیجه هیدروژن در لایه‌ی بیرونی نیز به دلیل کمبود مواد گداخته نمی‌تواند با عنصر دیگری ترکیب شود. این اتفاق به پوسته، گرانش وارد می‌کند و هسته‌ی ستاره براثر وزن خود شروع به انقباض می‌کند.
اتفاق جالب
یک اتفاق جالب هم پس‌ازآن رخ می‌دهد که هسته‌های هلیوم به دلیل انرژی گرانشی که هسته را خردکرده است، داغ‌تر می‌شوند. انرژی گرانشی بار دیگر به انرژی حرارتی تبدیل می‌شود. انرژی حرارتی اکنون پوسته بیرونی هیدروژن، که هسته آن را احاطه می‌کند، گرم می‌کند. هیدروژن موجود در پوسته هنگامی‌که پوسته به‌اندازه کافی داغ شود، شروع به ذوب شدن می‌کند.
بااین‌حال، پوسته قابل اشتعال هیدروژن نمی‌تواند انقباضات هسته هلیوم را متوقف کند زیرا هسته منبع انرژی‌ای برای مقابله با گرانش ندارد. بنابراین گاز موجود در هسته بسیار متراکم و فشرده می‌شود. ذرات (هسته‌های اتمی و الکترون‌های آزاد) گاز نیز به‌نوبه خود، به هم فشرده می‌شوند. این اتفاقات، باعث ایجاد مشکل می‌شوند. الکترون‌های متحرک آزاد فقط می‌توانند مقدار مشخصی، انرژی داشته باشند و در هنگام اتصال به یک اتم فقط می‌توانند سطح خاصی از انرژی را داشته باشند. الکترون‌ها دریکی از دو جهت ممکن می‌چرخند و هیچ دو الکترونی با چرخش یکسان نمی‌توانند سطح انرژی یکسانی داشته باشند. این بدان معنی است که با حرکت الکترون‌ها و هسته‌های اتمی، سطح انرژی پایین‌تری از انرژی به‌سرعت با الکترون‌ها پر می‌شود.
در این حالت، الکترون‌های آزاد به دلیل فشار جاذبه نمی‌توانند سرعت خود را کاهش دهند و درنتیجه گاز فشرده می‌شود. نکته‌ی دیگری که وجود دارد این است که الکترون‌ها فقط می‌تواند سرعت خود را افزایش دهند تا اینکه به سطح انرژی بالاتری برسند. اگر گاز آن‌قدر متراکم باشد که الکترون‌ها قادر به تغییر انرژی خود نباشند، به آن ماده منگنز الکترونی گفته می‌شود. فشار انحطاط الکترون، فشاری است که در اثر این حالت از الکترون‌ها ایجاد می‌شود و این فشار برای حفظ هسته کافی می‌باشد.
داغ‌شدن هسته
سرانجام، اگر هسته‌ی ستاره به‌اندازه کافی داغ شود – ۱۰۰ میلیون کلوین – هلیوم به کربن تبدیل می‌شود. بنابراین انرژی‌ای که از پوسته‌های تبدیل‌کننده‌ی هیدروژن و هسته‌های تبدیل‌کننده هلیوم تولید می‌کند ، بسیار بیشتر از اندازه‌ی موردنیاز خواهد بود. در این حالت انرژی اضافه به بیرون تابش می‌کند و لایه‌های گاز، ستاره را منبسط می‌کنند و ستاره‌ی غول سرخ را تشکیل می‌دهند.
ستاره‌های کوتوله سرخ، به ستاره‌هایی گفته می‌شود که کمتر از ۰.۴ جرم خورشیدی هستند. این ستاره‌ها به دلیل سرعت کم و پایداری در سوزاندن هیدروژن، قادر هستند مدت‌زمان بسیار طولانی‌ای زنده بمانند. ستارگان کوچک مانند این ستاره‌ها در کل ساختارشان، همرفت می‌باشند، به این معنی که با مصرف هیدروژن، هلیوم به‌طور یکنواخت در کل ستاره جمع می‌شود. این ستاره‌ها پوسته‌ی تبدیل شونده هیدروژن ندارند و هرگز به یک ستاره‌ی غول سرخ تبدیل نمی‌شوند. هنگامی‌که تمام هیدروژن مصرف شد، بقایای هلیوم که دیگر انرژی ندارد، باقی می‌ماند. البته ، ما هنوز چنین بقایایی را کشف نکرده‌ایم و شاید هم هرگز نمی‌توانیم این کار را انجام دهیم. برآوردها نشان می‌دهد که یک ستاره‌ی کوتوله قرمز می‌تواند ۶ تریلیون سال طول بکشد تا از تمام سوخت خود استفاده کند. این بدان معناست که ستاره کوتوله قرمز در جهان هنوز در حال تبدیل کردن هیدروژن است زیرا جهان فقط ۱۳.۸ میلیارد سال قدمت دارد.
لکه نجومی
لکه نجومی از گازهای یونیزه شده و توسط یک ستاره در حال نابودی ساخته می‌شود. هنگامی‌که ستاره‌های خورشید مانند، بزرگ و پیر می‌شوند، پوسته‌ی بیرونی آنها در فضا رها می‌شود و با قرار گرفتن فضای داخلی ستاره در معرض دید، بادهای شدید ستاره‌ای نیز وارد فضا می‌شوند. اشعه ماوراءبنفش از باقیمانده گرمای هسته بهره می‌برند و گازها را تحریک می‌کند و باعث درخشش آن می‌شوند. شعاع آنها می‌تواند به ۳ سال نوری برسد. تمام لکه‌های نجومی که می‌بینیم بیش از ۱۰۰۰۰ سال قدمت ندارند. پس از گذشت این مدت، گازهای رهاشده در محیط با ستاره‌های متوسط ترکیب می‌شوند. دانشمندان سوابق حدود ۱۵۰۰ لکه نجومی را جمع‌آوری کرده‌اند و به دلیل اینکه عمر آنها بسیار کوتاه است می‌توان نتیجه گرفت که ترکیب آنها در ستارگان متوسط پدیده‌ی کاملاً شایع است.
ستاره‌ی کوتوله سفید
کوتوله‌های سفید بقایای ستارگان متوسطی هستند که هیدروژن و هلیوم را ذوب کرده‌اند، اما به‌اندازه کافی بزرگ نبودند تا بتوانند آن را به کربن را تبدیل کنند. این ستاره‌ها لایه‌های بیرونی خود را از تبدیل‌شدن به لکه نجومی دور می‌کنند و سپس به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شوند.
ستاره کوتوله سفید از یون‌های کربن و اکسیژن و در میان دریایی از الکترون‌های نابودشده، تشکیل‌شده است. ماده الکترون نابودشده از ستاره در برابر نیروی گرانش خودش محافظت می‌کند. همان‌طور که ممکن است متوجه شده باشید، این الکترون‌ها بسیار متراکم هستند و ساختار آنها بی‌نظیر است. گرچه الکترون‌های از بین رفته فشار موردنیاز برای حمایت از جسم را ایجاد می‌کنند، اما بیشتر جرم آن از یون‌های کربن و اکسیژن حاصل می‌شود. این ماده انرژی هسته‌ای ایجاد نمی‌کند و گاز ندارد، بنابراین دقیق‌تر آن است که به‌جای یک ستاره، آن را “جسم فشرده‌شده” بنامیم.
هسته فشرده ستاره‌ی کوتوله سفید بسیار داغ است، اما این گرما به‌آرامی به سطح جریان می‌یابد و خارج می‌شود. میلیاردها سال زمان لازم است تا گرما از ناحیه کوچک آن خارج شود. با توجه به زمان، جسم سرد و تاریک می‌شود و به کوتوله سیاه تبدیل می‌شود. جهان ما به‌اندازه کافی پیر نیست که دارای کوتوله‌های سیاه باشد و زمان کافی برای اینکه ستاره‌ها بتوانند تمام انرژی خود را به درون فضا بتابانند، نگذشته است.
ابرنواختر
با توجه به‌اندازه، ستارگان بزرگ‌تر می‌توانند آن‌قدر داغ شوند تا کربن و اکسیژن را تبدیل کنند. این بدان معنی است که سرنوشت آنها با ستاره‌های متوسط و کوچک بسیار متفاوت خواهد بود. مرحله‌ی غول سرخ در زندگی ستارگان، همراه با از دست دادن گازها و رها کردن آن در فضا می‌باشد اما اگر ستاره با هسته کربن و اکسیژن خود بیش از ۴ توده خورشیدی داشته باشد، می‌تواند به ۶۰۰ میلیون کلوین برسد. این دما به‌اندازه کافی گرم است که بتواند عملیات تبدیل به کربن را انجام دهد. این روند به همین شکل ادامه می‌یابد، تا زمانی که عناصر سنگین و سنگین‌تر شوند و درنهایت به آهن تبدیل شوند. واکنش‌های هسته‌ای عناصر سنگین، در ستاره‌ها نسبتاً سریع رخ می‌دهند. درحالی‌که همجوشی هیدروژن در یک ستاره چند میلیون سال طول می‌کشد، اما همین ستاره می‌تواند تمام سیلیکون خود را در یک روز تبدیل کند.
آهن نمی‌تواند ذوب شود، بنابراین ستاره آن‌قدر آهن تشکیل می‌دهد که هسته آن به‌تنهایی می‌تواند از خورشید فراتر رود. سرانجام هسته باید از بین برود و وقتی این اتفاق بیفتد ابرنواختر اتفاق می‌افتد. همزمان با فروپاشی هسته، یک موج شوک از درون ستاره پراکنده می‌شود و انرژی معادل ۱۰۲۸ مگا تن TNT را از هم جدا می‌کند.
انواع انفجار ابرنواختر
دو نوع انفجار ابرنواختر وجود دارد: ابرنواختر نوع یک و ابرنواختر نوع دو. ابرنواخترهای نوع دو نوعی هستند که ما اخیراً آن را موردبررسی قرار داده‌ایم؛ این ابرنواختر ناشی از سقوط یک ستاره عظیم می‌باشد. نوع ۱/الف و نوع ۱/ب؛ هر دو در سیستم ستاره‌های دوتایی رخ می‌دهند. ابرنواختر نوع ۱/الف حاصل ستاره کوتوله سفید می‌باشد که به همراه ستاره همراه خود به ابرنواختر نوع ۱/الف تبدیل می‌شوند. این ستاره آن‌چنان درهم‌شکسته می‌شود که شش برابر روشن‌تر از نوع دوم می‌باشد. ابرنواختر نوع ۱/الف کمتر رخ می‌دهد. اخترشناسان معتقدند این وقایع هنگامی اتفاق می‌افتند که یک ستاره عظیم لایه‌های بیرونی خود را به همراه ستاره‌ی نزدیک خود از دست می‌دهد و هسته را در معرض نمایش می‌گذارد. در غیر این صورت، ستاره به‌طور طبیعی رشد می‌کند، تا زمانی که هسته آهنی آن در ابرنواختر نابود شود.
برخلاف تصور برخی، ابرنواخترها به‌سرعت، بی‌سر و صدا و از راه دور اتفاق می‌افتند و نادر هستند. ما چندین ابرنواختر را در سراسر جهان ثبت کرده‌ایم، اما فقط در هر قرن یک یا دو مورد از آن در راه شیری رخ می‌دهد. هنگامی‌که یک ستاره، ابرنواختر می‌شود، بسیار پرانرژی و درخشان است و می‌تواند از کل کهکشان میزبان خود پیشی بگیرد. آنها به‌قدری روشن هستند که می‌توانند قبل از اینکه سریع به تاریکی فروروند، در طول روز مشاهده شوند.
ستاره نوترونی
ستاره‌های نوترونی، نوع دیگری از جسم فشرده هستند. آنها بقایای ستاره‌هایی محسوب می‌شوند که ابرنواختر شده‌اند و از مواد نابودشده نوترون تشکیل‌شده‌اند.
وزن یک هسته‌ی عظیم در حال سقوط را نمی‌توان با فشار تخریب الکترون پشتیبانی کرد. با فروپاشی هسته، همه‌چیز چنان داغ و متراکم می‌شوند که هسته‌های اتمی توسط پرتوهای گاما از هم جدا می‌شوند. الکترون‌ها و پروتون‌هایی که در طی این فرایند آزاد می‌شوند، توسط چگالی شدید مجبور می‌شوند برای تشکیل نوترون باهم ترکیب شوند.
ستارگان نوترون بسیار کوچک‌تر، داغ‌تر و متراکم‌تر از ستاره‌های کوتوله سفید هستند. احتمالاً میلیاردها سال طول می‌کشد تا چنین جسمی بتواند تمام گرمای خود را از چنین سطح کوچکی عبور دهد. میدان مغناطیسی آنها تقریباً یک تریلیون برابر خورشید، تخمین زده می‌شود. آنها به‌قدری متراکم هستند که حتی یک ستاره‌ی نوترونی به‌اندازه‌ی یک حبه قند، ۱۰۰ میلیون تن وزن دارد! ازآنجاکه چنین جرم بزرگی در یک منطقه کوچک و جمع‌وجور متمرکزشده است، ستاره‌های نوترونی بسیار سریع می‌چرخند؛ حدود ۱۰ تا ۱۰۰ بار در ثانیه. به دلایلی که کاملاً درک نشده است، برخی از ستاره‌های نوترونی همزمان با چرخش، از انرژی به هم خورده ساطع می‌شوند و سپس به‌عنوان تپ اختر شناخته می‌شوند.
سیاه‌چاله‌ها
سیاه‌چاله؛ عجیب‌ترین پایانی که یک ستاره عظیم می‌تواند تحمل کند. سیاه‌چاله‌ها، ستارگانی هستند که قوانین فیزیک را وارونه می‌کنند و فضا و زمان را تحریف می‌کنند.
ما می‌دانیم که با گرانش، آنچه بالا می‌رود باید پایین بیاید. اگر می‌خواهید سطح زمین را ترک کنید باید از کشش گرانشی آن فرار کنید، مانند یک جت باید با سرعت ۱۱ کیلومتر در ثانیه حرکت کنید. این عدد، سرعت موردنیاز شما برای ترک سطح زمین است. سیاه‌چاله‌ها به‌قدری متراکم هستند که هیچ‌چیزی حتی با سرعت ۳۰۰۰۰۰ کیلومتر در ثانیه هم نمی‌تواند از آن عبور کند.
سیاه چاله‌های ستاره‌ای از فروپاشی عظیم‌ترین ستارگان به‌جا می‌مانند. برای ستارگان با جرم متوسط ، فشار انحطاط الکترون باعث فروپاشی هسته می‌شود و آنها را تبدیل به ستاره‌های کوتوله‌ی سفید می‌کند. برای ستاره‌های بزرگ‌تر، فشار انحطاط نوترون، نابودی ستاره را متوقف و آن را به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌کند. برای عظیم‌ترین ستارگان، هیچ نیرویی برای جلوگیری از سقوط باقی نمی‌ماند: ستاره آن‌قدر فشرده می‌شود که گفته می‌شود شعاع صفر پیدا می‌کند. تکینگی دارای چگالی و گرانش نامتناهی است.
سیاه‌چاله‌ها و نواحی نزدیک آنها عملاً غیرقابل‌کشف هستند. هیچ اطلاعاتی در مورد چنین چیزی، نمی‌توانید به‌دست آورید. ما فقط می‌توانیم آنها را با تأثیرات عجیب‌وغریبشان بر فضای اطراف، مشاهده کنیم.
ازآنجاکه ما سیاه‌چاله‌ها را کاملاً درک نمی‌کنیم، اسطوره‌های زیادی پیرامون آنها وجود دارد. اولاً، آنها هیولاهای بلع ستاره‌ای نیستند! گرانش سیاه‌چاله روی اشیاء تأثیری نخواهد داشت مگر اینکه به آن نزدیک شوید.
جایگزینی خورشید با سیاه‌چاله
درواقع، خورشید می‌تواند با سیاه‌چاله جایگزین شود که همان توده را داشته باشد و سیارات را نیز در امان نگه دارد. اما اگر خیلی نزدیک شوید اتفاقی که نباید رخ می‌دهد؟
شخصی که در درون سیاه‌چاله می‌افتد، ممکن است زمان برای او به‌طور عادی طی شود اما ازنظر ناظران خارجی، به‌طور آهسته‌تر به درون سیاه‌چاله سقوط می‌کنند (ما قادر به مشاهده‌ی رخدادهای درون سیاه‌چاله نیستیم) و حتی گاهی به نظر می‌رسد که اصلاً در حال حرکت نمی‌باشد. زمان و مکان در نزدیکی یک سیاه‌چاله تغییر می‌کند، بنابراین ممکن است فضانورد توسط نیروهای جزر و مد کشیده و همزمان فشرده شود. از طرف دیگر، این سیاه‌چاله ممکن است هر چیزی را که نزدیک می‌شود، بسوزاند. این اجساد ستاره‌ای به‌قدری عجیب‌وغریب هستند که برخی حتی تصور می‌کنند سفر بازمان ممکن است با سیاه‌چاله‌ها امکان‌پذیر باشد!
نتیجه‌گیری:
به‌راحتی می‌توان گفت درک ما از تکامل ستارگان و بقایای آنها مانند سیاه‌چاله‌ها کامل نیست.