kredit: CXC / s. Lee
Hvězdné černé díry s hmotností menší než asi 100krát větší než Slunce tvoří jeden z možných evolučních koncových bodů hvězd s vysokou hmotností. Jakmile jádro hvězdy zcela shořelo na železo, výroba energie se zastaví a jádro se rychle zhroutí, což má za následek výbuch supernovy. Pokud je jádro větší než asi 2-3 sluneční hmoty (maximální hmotnost neutronové hvězdy), tlak neutronů není schopen zastavit kolaps a vytvoří se hvězdná černá díra. Tyto černé díry jsou obecně modelovány jako černé díry Kerr, protože se očekává, že původní rotace Masivní hvězdy bude během kolapsu zachována a že černé díry obsahují malý elektrický náboj.
protože záření nemůže uniknout extrémnímu gravitačnímu tahu černé díry, jakmile překročí horizont událostí, je velmi obtížné ji objevit izolovaně. Hvězdné černé díry se proto nejsnadněji nacházejí v rentgenových binárních systémech, kde se do černé díry vtahuje plyn z doprovodné hvězdy. Rentgenové paprsky jsou produkovány tímto plynem, který se zahřívá na desítky milionů Kelvinů, když spirálovitě směřuje k černé díře prostřednictvím akrečního disku. Astronomové mohou také měřit hmotnost černé díry (obvykle mezi 3 a 20 slunečními hmotami pro hvězdnou černou díru) pozorováním jejího gravitačního účinku na doprovodnou hvězdu.
v současné době existuje asi 20 rentgenových binárních systémů, o nichž se předpokládá, že obsahují hvězdné černé díry, i když toto číslo stále stoupá, jak se zlepšuje citlivost nástrojů a provádí se další pozorování. Dva z nejlepších kandidátů (je velmi obtížné jednoznačně potvrdit černou díru) jsou LMC X-3 ve Velkém Magellanově oblaku a Cygnus X-1 (první kandidát na hvězdnou černou díru) objevený v roce 1965.
Viz také: supermasivní černá díra.