Los agujeros negros estelares, con masas inferiores a unas 100 veces la del Sol, constituyen uno de los posibles puntos finales evolutivos de las estrellas de gran masa. Una vez que el núcleo de la estrella se ha quemado completamente hasta convertirse en hierro, la producción de energía se detiene y el núcleo colapsa rápidamente, lo que resulta en una explosión de supernova. Si el núcleo es mayor que aproximadamente 2-3 masas solares (la masa máxima de una estrella de neutrones), la presión de los neutrones no puede detener el colapso y se forma un agujero negro estelar. Estos agujeros negros generalmente se modelan como agujeros negros de Kerr, ya que se espera que la rotación original de la estrella masiva se conserve durante el colapso, y que los agujeros negros contengan poca carga eléctrica.
Dado que la radiación no puede escapar de la atracción gravitacional extrema de un agujero negro una vez que cruza el horizonte de eventos, es muy difícil descubrir uno de forma aislada. Por lo tanto, los agujeros negros estelares se encuentran más fácilmente en sistemas binarios de rayos X, donde el gas de una estrella compañera se está arrastrando hacia el agujero negro. Los rayos X son producidos por este gas que se calienta a decenas de millones de Kelvin a medida que gira en espiral hacia el agujero negro a través de un disco de acreción. Los astrónomos también pueden medir la masa del agujero negro (típicamente entre 3 y 20 masas solares para un agujero negro estelar) observando su efecto gravitacional en la estrella compañera.
Actualmente hay alrededor de 20 sistemas binarios de rayos X que se cree que contienen agujeros negros estelares, aunque este número continúa aumentando a medida que la sensibilidad de los instrumentos mejora y se hacen más observaciones. Dos de los mejores candidatos (es muy difícil confirmar inequívocamente un agujero negro) son LMC X-3 en la Gran Nube de Magallanes y Cygnus X-1 (el primer candidato a agujero negro estelar) descubierto en 1965.
Véase también: agujero negro supermasivo.