Cierne diery Zo zákonitostí vývoja hviezd plynie, že cierne diery musia vznikat na konci života velmi hmotných nebeských telies. Látka tvoriacu bežnú hviezdu, podobnú nášmu Slnku, je pod vplyvom dvoch protichodných síl. Jednou z nich je gravitácia, ktorá sa snaží hviezdu zmrštit k centru, a druhou tlak, respektíve tlak horúceho plynu, ktorý sa snaží naopak roztiahnut. Pri rovnosti obidvoch síl je hviezda v rovnováhe. Horúca hviezda avšak neustále vyžaruje zo svojho povrchu energiu. Pokial by tieto straty neboli nicím nahradzované, stratila by hviezda svoju tepelnú energiu a zacala by sa zmrštovat. K tomu nedochádza, pretože v blízkosti jej stredu panujú obrovské teploty a prebiehajú termonukleárne reakcie, doprevádzané uvolnovaním velkého množstva energie. Jadrovému spalovaniu je tu podrobený najprv vodík, potom hélium a nakoniec tažké prvky, uhlík, kyslík atd. Práve tieto termonukleárne reakcie dodávajú energiu, ktorú hviezda vyžaruje do priestoru. Doba, cez ktorú prebieha jadrové spalovanie, je aktívnou periódou v živote hviezdy. Zásoba jadrového paliva hviezdy sa casom vycerpá. Kedy k tomu príde, závisí od rýchlosti, ktorou hviezda energiu vyžaruje, a na zásobách jadrového paliva. A obidva tieto faktory sú závislé od hmotnosti, preto i dlžka života hviezdy je urcená jej hmotnostou. Hviezdy, ktorých hmotnost je rovná hmotnosti Slnka, žijú približne 10 miliárd rokov. Tažšie hviezdy žijú kratšie; hviezda s hmotnostou rovnou trojnásobku hmotnosti Slnka žije asi jednou miliardu a hviezda desatkrát tažšia ako Slnko iba 100 miliónov rokov. Ked zacne dochádzat zásoba jadrového paliva, zacne sa hviezda, stále strácajúca energiu žiarením, postupne zmrštovat. Pokial jej hmotnost neprevyšuje 1,2 hmotnosti Slnka, ( presná hodnota maximálnej hmotnosti bieleho trpaslíka ( tzv. Chandrasekharova medza ) ale závisí na detailoch modelu, rozhodne však neprekracuje 1,5 hmotnosti Slnka) zmrštovanie sa zastaví, ked polomer hviezdy poklesne na niekolko tisíc kilometrov ( velkost hviezdy je potom radovo rovná velkosti Zeme, jej hmotnost je ale mnohonásobne väcšia ). Hustota látky uprostred hviezdy dosahuje hodnoty až 10 12 - biliónov kilogramov na meter kubický ( je teda viac ako sto miliónonkrát väcší ako hustota v strede Zeme .Také hviezdy sa nazývajú „ biely trpaslíci “. Po svojej premene v bieleho trpaslíka hviezda postupne chladne, bez toho aby pritom podstatne menila svoj rozmer. Na rozdiel od hviezdy „ hlavnej populácie “ , tj. hviezdy, z ktorej sa biely trpaslík vyvinul v nom bol tlak podmienený práve vysokou teplotou udržovaný jadrovým horením, je tlak potrebný k udržovaniu rovnováhy bieleho trpaslíka vyvolaný kvantovými silami; tie vznikajú medzi dostatocne tesne nakopenými elektrónmi plazmy tvoriacej hviezdu. V podmienkach, aké vo hviezde panujú, tento tlak prakticky nezávisí od jej teploty. Názov „biely trpaslík“ vznikol z toho, že nejakú dobu majú povrchové vrstvy tohoto konecného štádia hviezdy vysokú teplotu a jasne žiari bielym svetlom. Postupne táto hviezda chladne a mení sa na „cerveného trpaslíka“, bez toho aby menila dalej svoj rozmer. Ak je pociatocná hmotnost hviezdy väcšia ako 1,2 slnecnej hmotnosti, potom sa jej zmrštovanie nezastaví v okamžiku, ked hustota dosiahne hodnoty 10 12 kilogram na meter kubický. Pri väcších hustotách sa rozbehnú jadrové reakcie, ktoré spotrebujú znacné množstvo energie; preto sa naruší rovnováha medzi tlakovou silou a gravitacnou prítažlivostou a hviezda sa zacne prudko zmrštovat. V priebehu tohoto zmrštovania môže dôjst k jadrové explózii, ktorú pozorujeme ako vzplanutie supernovy. Výbuch supernovy je velmi efektný jav, pri ktorom svietivost objektu môže po dobu niekolkých týždnov dosiahnut hodnoty prevyšujúce svietivost všetkých hviezd celej galaxie dohromady. Je to jav, ku ktorému dochádza v galaxii radovo raz za sto rokov, a astronómovia ho bežne pozorujú v iných galaxiách. O vzplanutí supernovy v blízkosti Zeme, že ho bolo dobre možné pozorovat volným okom, vieme z historických záznamov. Pri tomto výbuchu hviezda odmrští svoje vrchné vrstvy a jej jadro sa zmení na neutrónovú hviezdu. Gravitacná prítažlivost stlací jadro hviezdy natolko, že v jej vnútri dosiahne hustota hodnôt zrovnatelných s hustotou atómového jadra, to znamená 10 17 až 10 18 kilogramov na meter kubický. Neutrónová hviezda vlastne predstavuje zvláštny typ atómového jadra o priemere rovného niekolkým desiatkam kilometrov. Jadrové castice ( nukleóny ) tvoriace hviezdu sú v nej natesnané velmi blízko jedna vedla druhej. Pokial hmotnost hviezdy neprevyšuje hmotnost Slnka viac ako dvakrát, dokážu kvantové sily medzi jadrovými casticami vytvorit dostatocný tlak, a k dalšiemu zmrštovaniu hviezdy nedochádza. Vytvorí sa rovnovážny konecný stav vychladnutej hviezdy. Ak však hovoríme, že neutrónová hviezda je chladná, môže sa zdat z pozemského hladiska toto oznacenie celkom nevhodné. V tak hustom „plyne“, ktorý tvorí neutrónovú hviezdu, nezávisí totiž tlak na teplote, i ked teplota dosahuje niekolko sto kelvinov, preto astrofyzici casto zjednodušene hovoria o neutrónovej hviezde ako o chladnej, aj ked teplota v jej vnútri dosahuje hodnoty niekolko stoviek miliónov kelvinov a na povrchu milióny kelvinov. Aký osud ale caká hviezdu, ktorá má po vycerpaní jadrového paliva, zmrštení a všetkých procesoch, ktorými sa môže zbavit vonkajších obálok, stále hmotnost prevyšujúcu kritickú hodnotu, hodnotu dvojnásobku slnecnej hmotnosti ? Výpocet ukazuje, že v takom prípade ani obrovský tlak superhustej jadrovej látky nedokáže zadržat zmrštovanie hviezdy v dôsledku vlastnej gravitacnej prítažlivosti a hviezda sa neodvratne zmení na ciernu dieru.