Rotaru Marina, clasa a XII-a

21.04.2015

O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv și strălucitor, deseori de formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, și care a produs în trecut sau încă mai produce și azi energie pe baza reacțiilor de fuziune atomică din interiorul său.

Stelele „împodobesc” cerul nocturn. Pentru un observator terestru ele apar ca puncte de diverse culori, cu un diametru aparent egal dar cu fluctuații de luminozitate. Ochiul uman distinge pe cerul nocturn până la circa 6.000 de stele. Distanța până la stele este măsurată cu ajutorul paralaxei stelare, iar unghiul rezultat este de ordinul sutelor de miimi dintr-o secundă de arc.

Generalită iț

Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopții. Ele tremură sau sclipesc, aceasta însă numai aparent, datorită turbulențelor din atmosfera terestră. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepție notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, și nu ca un punct.Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluției și sorții ei finale.

Cu ochiul liber se pot observa aproape 6.000 de stele. Folosind un telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee (galaxia noastră). Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•1022). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee sau Calea Laptelui, există aproximativ 300 de miliarde de stele. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar putea fi poziționate pe locul Soarelui, ar ocupa tot sistemul nostru solar inclusiv orbita planetei pitice Pluton, cu tot cu Pământul și celelalte planete. Printre cele mai mici stele se numără așa-numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există și stele și mai mici, anume stele de neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de km. În 1997, astronomii de la Universitatea Astronomică din California au descoperit cea mai mare și mai strălucitoare stea din univers (de până acum), numită steaua "Pistol". Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, și s-ar vedea și cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu același nume. Distanța dintre Pământ și steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol, care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aprox. 4 ani-lumină.

La începuturile Universului, singurele elemente apărute au fost cele foarte uşoare. Abia după apariţia primelor stele au început a fi produse elemente mai grele, prin nucleosinteză – procesul fuziunii nucleelor din interiorul stelelor.

Prima generaţie de stele s-a stins demult. Densitatea materiei era mai mare, norii de gaz primordial – mai întinşi, iar hidrogenul din belşug, astfel se presupune

ca aştrii formaţi au fost mai mari, au ars repede şi au împrăştiat în jur elemente mai grele, creând condiţiile apariţiei următoarei generaţii de stele, mai puţin dramatice. Toate stelele încep să prindă viaţă în mod similar. Diferenţa apare în evoluţia lor ulterioară şi mai ales în modul în care sfârşesc.

ÎnceputulÎntâi avem un nor molecular gigant. Cei obişnuiţi au în jur de 100 a.l. (ani-

lumină) în circumferinţă şi înglobează cam 6 milioane de mase solare. Trebuie precizat faptul că în general stelele iau naştere în zone galactice bogate în materie, apărând în grupuri mai degrabă decât individual (bineînţeles, timpul şi locul sunt interpretate ca atare, la scară astronomică).

Norii moleculari sunt continuu modelaţi şi influenţaţi de legăturile gravitaţionale dintre ei. Dacă iniţial densitatea norului este atât de mică, încât tendinţa acestuia de a colapsa sub propria greutate este uşor învinsă de turbulenţele din interior, aceste influenţe la scară mare pot declanşa contracţia. Norul molecular începe să colapseze în întregime sau doar în anumite zone. Forţa gravitaţională, datorită concentrării masei, devine mai puternică. Uriaşa masă de gaz se va fragmenta în timp în nori cu mase stelare, ce vor continua condensarea până la formarea de protostele.

Ca toate procesele ce ţin de evoluţia stelelor, rata de naştere a unei stele depinde de masă. Cu cât avem o masă mai mare, cu atât steaua se formează mai rapid. Soarelui i-a luat în jur de 10 milioane ani să se nască, în schimb pentru mase de zece ori mai mari nu este nevoie decât de 100.000 ani.

ProtosteauaComprimarea norului de materie face ca temperatura să crească, ca

urmare a fricţiunii dintre moleculele de gaz. Energia este radiată în timpul colapsului. La un moment dat însă nucleul va deveni adiabatic opac, căldura începe să fie în mare parte păstrată în centru, încălzindu-se tot mai tare şi astfel apărând protosteaua. Opacitatea apare ca urmare a creşterii densităţii, materia se aglomerează, iar fotonii nu mai pot scăpa uşor. Nucleul se va încălzi tot mai mult, iar când temperatura va atinge 10 milioane de grade Kelvin, hidrogenul începe să fuzioneze. În acest moment avem o stea.

Dacă protosteaua va avea o masă mai mică de 0,08 mase solare, temperatura internă nu va creşte niciodată îndeajuns ca fuziunea hidrogenului să aibă loc. Acestea sunt stele ratate, denumite pitice brune. Ele se situează undeva între stele şi planetele gazoase (cum este Jupiter). Emit energie, însă nu datorită fuziunii din nucleu, ci contracţiei gravitaţionale.

Secvenţa principalăOdată ajunsă în secvenţa principală (perioada de viaţă), stelele se află în

echilibru atâta vreme cât vor avea combustibil. Tendinţa de colaps datorită atracţiei gravitaţionale este balansată de presiunea internă dată de procesele de fuziune. Odată cu fuziunea apare şi vântul stelar. Unele stele, de obicei cele foarte active, mari şi fierbinţi, au un asemenea vânt stelar încât spulberă discul de materie din jur şi fac imposibilă formarea planetelor.

Soarele are un vânt solar echivalent cu 10-14 din masa sa anual sau 0,01 din masă pe toată perioada existenţei sale. Însă stele de peste 50 de mase solare pot avea un vânt stelar de ordinul a 10-5, pierzând în timpul secvenţei principale jumătate din masa lor!

Stelele din secvenţa principală se împart în clase spectrale ce depind în principal de masa stelei (vezi tabelul de mai jos). Masa determină temperatura, dimensiunea, reacţii anume, culoarea, precum şi modul de viaţă. Cu cât este mai mare, este mai fierbinte şi are o durată de viaţă mai scurtă.

MasăClasa spectrală

Luminozitate DiametruDurata secvenţei principale

40 x Sol O5 500.000 x Sol 18 x Sol 1 mil. ani

17 x Sol B0 20.000 x Sol 7,6 x Sol 10 mil. ani

7 x Sol B5 800 x Sol 4 x Sol 100 mil. ani

3,6 x Sol A0 80 x Sol 2,6 x Sol 500 mil. ani

2,2 x Sol A5 20 x Sol 1,8 x Sol 1.000 mil. ani

1,8 x Sol F0 6 x Sol 1,3 x Sol 2.000 mil. ani

1,4 x Sol F5 2,5 x Sol 1,2 x Sol 4.000 mil. ani

1,1 x Sol G0 1,3 x Sol 1,04 x Sol 10.000 mil. ani

1 x Sol G2 (Soarele) 1 x Sol 1 x Sol 12.000 mil. ani

0,9 x Sol G5 0,8 x Sol 0,93 x Sol 15.000 mil. ani

0,8 x Sol K0 0,4 x Sol 0,85 x Sol 20.000 mil. ani

0,7 x Sol K5 0,2 x Sol 0,74 x Sol 30.000 mil. ani

0,5 x Sol M0 0,03 x Sol 0,63 x Sol 75.000 mil. ani

0,2 x Sol M5 0,008 x Sol 0,32 x Sol 200.000 mil. ani

Dar care este "metabolismul" stelar, numit nucleosinteză? În secvenţa principală, totul se bazează pe echilibru. Echilibru între forţele de contracţie (gravitaţia) şi cele de expansiune (reacţiile termonucleare). Dacă gravitaţia este mai puternică, atunci steaua se contractă (contractându-se se încălzeşte), iar dacă presiunea internă este mai tare, steaua se dilată.

În interiorul Soarelui, temperatura poate atinge 15 milioane K. La această temperatură viteza atomilor de hidrogen este atât de mare încât atunci când nucleele se ciocnesc fuzionează. Primul pas al reacţiei este H1+H1=H2+e+νe, adică un nucleu de hidrogen (proton) se ciocneşte cu un alt nucleu de hidrogen, rezultând un nucleu de deuteriu (proton + neutron), plus un pozitron (antielectron), plus un neutrin. Din diferenţa de masă se obţin 2 MeV de energie, plus 1 MeV de energie din dezintegrarea pozitronului la întâlnirea cu un electron.

Acum, ca există deuteriu, se trece la pasul doi al reacţiilor: H2+H1=He3+gama, adică un nucleu de deuteriu fuzionează cu unul de hidrogen, rezultând heliu 3 (cu doi protoni şi un neutron în nucleu) plus un foton gama. Energia eliberată de aceasta reacţie este de 5,5 MeV.

Heliul 3 intră mai departe în reacţie: 2He3 › He4+ 2H1, adică două nuclee de heliu 3 fuzionează şi rezultă un nucleu de heliu 4 (care are doi protoni şi doi neutroni) şi două nuclee de hidrogen. Energia eliberată din diferenţa de masă este de 12,9 MeV. Nucleul de heliu 4 este foarte stabil şi nu mai intră în reacţie decât în condiţii speciale. Acele condiţii care apar spre sfârşitul vieţii stelei.

Deşi pot părea complicate, lucrurile sunt încă şi mai complicate. Aceasta nu este singura reacţie de transformare a hidrogenului în heliu. Există trei tipuri de reacţii cu acelaşi rezultat, şi fiecare are cea mai mare probabilitate de apariţie între anumite limite de temperatură.

1. He3+He3=He4+H1+H1

(10-14 milioane K, 12,86 MeV)

2. He3+He4=Be7+g ; Be7+e-=Li7+n ; Li7+H1=He4+He4

(14-23 milioane K, 0,8 MeV)

3. He3+He4=Be7+g ; Be7+H1=B8+g ; B8=Be8+e++n ; Be8=He4+He4

(mai mari de 23 milioane K, 15 MeV)

În Soare, se întâmplă toate cele trei tipuri de reacţii, în proporţii diferite. Mai exact, frecvenţa reacţiilor din grupa 1 este 91%, cele din grupa 2 au o frecvenţă de 9%, iar cele din grupa 3 au o frecvenţă de 0,9%.

Pentru stelele mai fierbinţi există un alt ciclu, carbon-oxigen-azot. Aici elementele nou apărute intră în reacţia următoare:

C12 + H1 = N13 + gama

N13 = C13 + e+ + neutrin

C13 + H1 = N14 + gama

N14 + H1 = O15 + gama

O15 = N15 + e+ + neutrin

N15 + H1 = C12 + He4

Această succesiune de reacţii are loc mult mai rapid, astfel că aceste stele au durata de viaţa mult mai scurtă, rămânând mai repede fără combustibil pentru reacţiile termonucleare.

În   evolu iaț   unei   stele   există mai multe   faze

Colaps gravita ionalț

Contracția gravitațională dintr-un nor molecular gigant aflat în mediul interstelar se accelerează în timp, iar când masa norului este mare, acest proces ia o formă violentă de prăbușire gravitațională. Temperatura norului crește, astfel

încât norul începe se emită energie; transformându-se într-o protostea. Contracția gravitațională este o fază rapidă de evoluție.

În astronomie, colapsul gravitațional sau contracția gravitațională este căderea spre interior a unui corp ceresc de dimensiuni mari sub influența forței de atracție. Acest fenomen are loc atunci când toate celelalte forțe nu produc o presiune destul de mare pentru a contracara gravitația și a menține corpul în echilibru hidrostatic.

Colapsul gravitațional este punctul de plecare al formării Universului. Oricât de omogen ar fi distribuită materia care alcătuiește un corp, aceasta va declanșa un colaps și va provoca o ierarhizare a structurilor, dând naștere roiurilor de galaxii, grupurilor de stele și planetelor. De exemplu, o stea se formează prin colapsul gravitațional gradual al unui nor de materie interstelară. Comprimarea creată de către colaps ridică temperatura până la atingerea stării de incandescență nucleară în centrul stelei și, în final, la încetarea colapsului. Presiunea termică graduală (ce duce la expansiunea corpului) compensează forța de atracție (ce duce la compresie), iar steaua ajunge să se afle în echilibru dinamic între cele două forțe. Colapsul gravitațional al unei stele are loc la sfârșitul vieții acesteia și este cunoscut ca stingerea unei stele. Când toate sursele de energie sunt epuizate, steaua va suferi un colaps gravitațional. Astfel, steaua se află într-un echilibru "temporar" între colapsul gravitațional de la nașterea stelei și colapsul gravitațional ulterior de la stingerea respectivei stele. În starea finală steaua este denumită "stea compactă".

Tipurile de stele sunt denumite după cum urmează:

Stele pitici albe, în care gravitația este contracarată de presiunea degenerativă a electronilor;

Stele neutronice, în care gravitația este contracarată de presiunea degenerativă a neutronilor și de interacții de respingere la distanțe mici între neutroni, provocate de forța tare;

Găuri negre, ale căror interacții fizice din interior sunt necunoscute;

Colapsul unei stele pitici albe se petrece de-a lungul a zeci de mii de ani, timp în care steaua își extinde suprafața și formează o nebuloasă planetară. Dacă aceasta are o stea pereche, o stea pitică albă poate atrage materie de la steaua pereche până la atingerea limitei Chandrasekhar, punct în care colapsul gravitațional începe din nou. Deși pare că steaua pitică albă va fi în colaps până

la stadiul următor (stea neutronică), acestea vor suferi o fuziune de carbon, separându-se exploziv într-un nou tip numit "supernovă". Stelele neutronice sunt formate de către colapsul gravitațional al unor stele mai mari care sunt rămășițele altor tipuri de supernove.

Stele chiar mai mari, care depășesc limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff, găsesc un nou echilibru dinamic cu ajutorul oricărei forțe cunoscute ce poate contracara gravitația. Astfel, colapsul continuă nemaigăsindu-se nicio forță care să i se opună. Odată ce a intrat în colaps față de propria rază Schwarzschild, nici chiar lumina nu mai poate părăsi steaua respectivă, iar steaua devine, astfel, o gaură neagră. Într-un anumit moment ulterior, corpul trebuie sa atingă densitatea Planck (deoarece nu mai există niciun factor care să oprească acest lucru), iar legile cunoscute ale atracției gravitaționale încetează să mai fie valabile [necesită citare]. Există mai multe teorii care pot explica ceea ce se întâmplă din acest moment, dar nu mai poate fi considerat colaps gravitațional în acest stadiu.

Stadiul de stea a secven ei principaleț

Secvența principală de stele este alcătuită din stelele considerate de astronomi tipice și majoritare în Univers. În cea mai mare parte din cursul vieții lor stelele aparțin acestei grupări. Noțiunea apare pentru prima dată în clasificarea spectrală Harvard, după care și în Diagrama Hertzsprung-Russell.Soarele, steaua sistemului nostru planetar, face parte și el din Secvența Principală de stele.

Stea hipergigantă

Soarele în comparaţie cu o stea hipergigantă, VY Canis Majoris, considerată cea mai masivă stea cunsocută

O stea hipergigantă (clasa de luminozitate 0) este o stea cu o masă enormă și luminozitate uriașă, care prezintă semne ale unei rate foarte mari de pierdere de masă. Magnitudinea absolută este de -7.

Hipergigantele pot ajunge și la 100 de mase solare. Unele hipergigante au avut inițial o masă mai mare de 250 de ori decât masa solară. Temperatura hipergigantelor poate avea valori între 3.500 și 35.000 K.

Datorită ratei foarte mari de pierdere de masă, viața lor este relativ scurtă, de 1 - 3 milioane ani. Stelele hipergigante se transformă în supernove la sfârșitul vieții lor. S-au descoperit 7 stele hipergigante în Calea Lactee: P Cygni (în nordul constelației Cygni), S Doradus (în sudul constelației Doradus), eta Carinae, steaua Pistol și LBV 1806-20 (aflată în aglomerația de stele Cl* 1806-20).

Stea gigantă

Steaua gigantă este o stea cu rază și luminozitate substanțial mai mare decât o stea cu secvență principală de aceeași temperatură efectivă. Acest tip se află deasupra secvenței principale (clasa de luminozitate V în clasamentul spectral Yerkes) pe diagrama Hertzsprung-Russell, aceasta corespunde claselor de luminozitate II și III. Termenii gigantă și pitică au fost inventate de Ejnar Hertzsprung în 1905 pentru stelele cu o luminozitate cu totul diferită în ciuda temperaturii similare sau tipului spectral.

Stele gigante au raze de până la câteva sute de ori mai mari decât a Soarelui și o luminozitate între 10 și câteva mii de ori mai mare decât a Soarelui nostru; mai luminoase decât gigantele sunt stelele supergigante și hipergigante.

Stea subgigantă

Steaua subgigantă este o stea care este puțin mai luminoasă decât o stea cu secvență principală din aceeași clasă spectrală, dar nu la fel de strălucitoare ca și stelele adevărate gigante. Anumite subgigante sunt neobișnuit de strălucitoare și bogate în metal (în același mod subpiticele sunt neobișnuit de slabe în masă metalică și de hidrogen), acestea fiind în general considerate a fi stele care încetează sau și-au încetat deja fuziunea hidrogenică în miezul lor.

Multe subgigante sunt bogate în metal, și de obicei găzduiesc orbitele planetelor. Faza de subgigant poate dura până la câteva miliarde de ani, subgigantele fiind singurul tip de stele, pe lângă cele cu secvență principală capabile să găzduiască planete ce pot adăposti viață. În clasificarea spectrală Yerkes clasa lor de luminozitate este IV.

Secven a principală de steleț

Secvența principală de stele este alcătuită din stelele considerate de astronomi tipice și majoritare în Univers. În cea mai mare parte din cursul vieții lor stelele aparțin acestei grupări. Noțiunea apare pentru prima dată în clasificarea spectrală Harvard, după care și în Diagrama Hertzsprung-Russell. Soarele, steaua sistemului nostru planetar, face parte și el din Secvența Principală de stele.

Secven a principală de steleț

Secvența principală de stele este alcătuită din stelele considerate de astronomi tipice și majoritare în Univers. În cea mai mare parte din cursul vieții lor stelele aparțin acestei grupări. Noțiunea apare pentru prima dată în

clasificarea spectrală Harvard, după care și în Diagrama Hertzsprung-Russell. Soarele, steaua sistemului nostru planetar, face parte și el din Secvența Principală de stele.

Stea subpitică

O stea subpitică este o stea de luminozitate din clasa a VI-a în cadrul sistemului de clasificare spectrală Yerkes. Sunt definite ca fiind stelele care au luminozitatea de 1,5 - 2 ori mai mică decât cea a stelelor din secvența principală cu același tip spectral. Pe o diagramă Hertzsprung-Russell subpiticele par să se întindă sub secvența principală. Termenul de subpitică a fost inventat de către Gerard Kuiper în 1939, pentru a se referi la o serie de stele cu spectre anomale care anterior erau numite ca fiind pitice albe intermediare.

Pitică ro ieș

Conform diagramei Hertzsprung-Russell, o stea pitica roșie este o stea mică și relativ rece, din secvența principală, de tip spectral M sau K târzie.

Ele constituie marea majoritate a stelelor și au o masă mai mică decât jumătate din masa Soarelui (până la aproximativ 0.075 mase solare, mai jos de această masă sunt stelele tip pitică cenușie). Stelele roșii pitice reprezintă 80% din cele 200-400 de miliarde de astre din galaxia noastră. Au o temperatură la suprafață mai mică de 4000 K.

În februarie 2013, astronomii de la Centrul de astrofizică al Universității Harvard din Statele Unite afirmă că 6% dintre piticele roșii au în jurul lor planete cu mărimi comparabile cu cea a Terrei și care sunt potențial locuibile.

Pitică albă

O pitică albă este o stea de masă medie aflată în ultima fază a evoluției. Asemenea stele nu au o masă suficientă pentru a genera în nucleu temperaturile necesare fuziunii nucleare, responsabile pentru nucleosinteza carbonului.

Înainte de a deveni pitice albe, stelele din această categorie trec prin faza de gigantă roșie, perioadă în care straturile exterioare se desprind și formează nebuloase planetare; nucleul inactiv rămas conține în principal carbon și oxigen. Prin absența fuziunii nucleare, materia stelară colapsează așa încît densitatea sa devine foarte mare; de exemplu, o pitică albă avînd masa Soarelui are aproximativ volumul Pămîntului. Întrucît în această fază steaua nu mai are nici o sursă de energie, ea va continua să radieze termic pînă la răcirea totală. Totuși, la vîrsta actuală a Universului chiar și cele mai vechi pitice albe încă au temperaturi de cîteva mii de grade.

În regiunea învecinată sistemului solar există numeroase pitice albe, estimîndu-se proporția lor la 6% din numărul total de stele. Pitica albă radiază termic până va deveni o pitică neagră.

Pitică cenu ieșO pitică cenușie este un obiect substelar cu o masă mai mică decât este

necesar pentru a menține arderea dată de reacția de fuziune nucleară pe bază de hidrogen în nucleul ei, așa cum sunt stele din secvența principală, dar care are suprafața și interiorul total convective, fără nici o diferențiere chimică în profunzime.

Stea neutronicăO stea neutronică este un tip de rămășiță fie a colapsului gravitațional al

unei stele masive într-o supernovă de tip II, de tip Ib sau de tip Ic. Asemenea stele sunt formate aproape în întregime din neutroni, particule subatomice fără sarcină electrică și cu mase similare cu cele ale protonilor. Stelele neutronice sunt foarte fierbinți și prăbușirea lor este frânată doar de principiul de excluziune al lui Pauli. Acest principiu afirmă că doi neutroni (sau, în general, doi fermioni) nu pot ocupa același loc și avea aceeași stare cuantică simultan.

O stea neutronică tipică are o masă între 1,35 și 2,1 mase solare, cu o rază de aproximativ 12 km dacă se utilizează ecuația de stare Akmal-Pandharipande-Ravenhall (APR).Prin contrast, raza Soarelui este de aproximativ de 60.000 de ori mai mare. Stelele neutronice au densități în general prezise de ecuația de stare APR între 3.7×1017 și 5.9×1017 kg/m³ (de 2.6×1014 – 4.1×1014 ori mai mari ca densitatea Soarelui), comparabilă cu densitatea aproximativă a unui nucleu atomic de 3×1017 kg/m3. Densitatea unei stele neutronice variază între mai

puțin de 1×109 kg/m3 pe scoarță până la peste 6×1017 sau 8×1017 kg/m3 în profunzime.

Gaură neagrăCând o stea de aproximativ 20 de ori mai mare ca Soarele își epuizează

"combustibilul" intră în colaps, nemaiputând să susțină toate reacțiile ce au loc în interiorul ei. Ea explodează provocând o explozie de proporții numită supernovă. Dar miezul stelei rămâne compact iar colapsul continuă. Particulele miezului se zdrobesc una de alta din cauza propriei gravitații până când tot ce rămâne este o gaură neagră. O explicație schematică a unei găuri negre ar fi următoarea:

Se cunoaște faptul că masa distorsionează spațiul. Ce vrea să înseamne aceasta? Dacă spațiul ar fi un plan întins pentru ca Terra să poată exista în el, distorsionează. În locul unde se află Pământul, spațiul nu mai este plan ci curbat deoarece se produce o adâncitură cauzată de masa Pământul. O gaură neagră produce o adâncitură extrem de mare în spațiu.

O gaură neagră este un obiect astronomic limitat de o suprafață în interiorul căreia câmpul gravitațional este atât de puternic, încât nimic nu poate scăpa din interiorul aceastei suprafațe, cunoscută și sub denumirea de „orizontul evenimentului”. Nici măcar radiația electromagnetică (de ex. lumina) nu poate scăpa dintr-o gaură neagră, astfel încât interiorul unei găuri negre nu este vizibil, de aici provenind și numele. Gaura neagră are în centrul ei o regiune cunoscută și drept „singularitate".

La suprafața limită gravitația este atât de mare, încât nicio rază (particulă) de lumină din interiorul găurii nu are energie suficientă pentru a scăpa în afară. La această suprafață limită deplasarea gravitațională spre roșu este infinit de mare.

Viteza de scăpare gravitațională este la suprafața limită egală cu viteza luminii, așa încât raza suprafeței limită este egală cu raza traiectoriei circulare, numită „raza Schwarzschild”.

Conceptul de obiecte al căror câmp gravitațional este prea puternic pentru a permite luminii să scape a fost prima oara propus in secolul al XVIII-lea de către John Michell și Pierre-Simon Laplace. Prima soluție modernă a teoriei generale a relativității referitor la găurile negre a fost găsită de Karl Schwarzschild în 1916, deși interpretarea sa ca o regiune a spațiului din care nimic nu poate scăpa nu a fost pe deplin apreciată timp de încă patru decenii. Mult timp considerată doar o curiozitate matematică, abia în anii ’60 o serie de lucrări teoretice au arătat că găurile negre erau o consecință generică a relativității generale. Descoperirea stelelor neutronice a stârnit interesul pentru obiectele compacte, formate prin colaps gravitațional ca o posibilă realitate astrofizică.

Găurile negre de masa stelară se formează prin colapsul stelelor de masă mare într-o supernovă la sfârșitul vieții lor. După formare gaura neagră poate continua să crească absorbind masă din vecinătatea ei. Prin absorbirea de stele precum și prin contopirea cu alte găuri negre se pot forma găuri negre super-masive cu mase de milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui.

În ciuda invizibilității interiorului, prezența unei găuri negre poate fi dedusă prin interacțiunea cu restul materiei. Astronomii au identificat numeroase posibile găuri negre stelare în sistemele binare, studiind interacțiunea lor cu stelele companion. În momentul de față se înregistrează o puternică tendință spre consens asupra acceptării ideii că în centul majorității galaxiilor se află o gaură neagră super-masivă. Ca un caz particular, există dovezi solide ce indică existența unei găuri negre de peste patru milioane de mase solare în centrul Căii Lactee.