kredit:
stjernernes sorte huller, med masser mindre end omkring 100 gange Solens, udgør et af de mulige evolutionære endepunkter for stjerner med høj masse. Når stjernens kerne er helt brændt til jern, stopper energiproduktionen, og kernen kollapser hurtigt, hvilket resulterer i en supernovaeksplosion. 2-3 solmasser (den maksimale masse af en neutronstjerne), er trykket af neutroner ikke i stand til at stoppe sammenbruddet, og der dannes et stjernesort hul. Disse sorte huller er generelt modelleret som Kerr sorte huller, da det forventes, at den oprindelige rotation af den massive stjerne ville blive bevaret under sammenbruddet, og at sorte huller indeholder lidt elektrisk ladning.
da stråling ikke kan undslippe det ekstreme tyngdekraftstræk i et sort hul, når det krydser begivenhedshorisonten, er det meget vanskeligt at opdage et isoleret. Stjernesorte huller findes derfor lettest i røntgen binære systemer, hvor gas fra en ledsagerstjerne trækkes ind i det sorte hul. Røntgenstråler produceres af denne gas, der opvarmes til titusinder af Kelvin, når den spiraler mod det sorte hul via en accretion disk. Astronomer kan også måle massen af det sorte hul (typisk mellem 3 og 20 solmasser for et stjernesort hul) ved at observere dets gravitationseffekt på ledsagerstjernen.
der er i øjeblikket omkring 20 røntgen binære systemer, der menes at indeholde stjernernes sorte huller, selvom dette tal fortsætter med at klatre, da instrumenternes følsomhed forbedres, og der foretages flere observationer. To af de bedste kandidater (det er meget vanskeligt at utvetydigt bekræfte et sort hul) er LMC H-3 i Den Store Magellanske Sky og Cygnus H-1 (Den første stjernekandidat til sort hul) opdaget i 1965.
Se også: supermassivt sort hul.