crédito: CXC / S. Lee
os buracos negros estelares, com massas inferiores a cerca de 100 vezes a do sol, constituem um dos possíveis pontos finais evolutivos das Estrelas de alta massa. Uma vez que o núcleo da estrela tenha queimado completamente em ferro, a produção de energia pára e o núcleo colapsa rapidamente, resultando em uma explosão de supernova. Se o núcleo for maior que cerca de 2-3 massas solares (a massa máxima de uma estrela de nêutrons), a pressão dos nêutrons é incapaz de parar o colapso e um buraco negro estelar é formado. Esses buracos negros são geralmente modelados como buracos negros Kerr, pois espera-se que a rotação original da estrela maciça seja conservada durante o colapso e que os buracos negros contenham pouca carga elétrica.Como a radiação não pode escapar da atração gravitacional extrema de um buraco negro, uma vez que cruza o horizonte de Eventos, é muito difícil descobrir um isoladamente. Os buracos negros estelares são, portanto, mais facilmente encontrados em sistemas binários de raios-X, onde o gás de uma estrela companheira está sendo puxado para o buraco negro. Os raios-X são produzidos por este gás que é aquecido a dezenas de milhões de Kelvin enquanto espirala em direção ao buraco negro através de um disco de acreção. Os astrônomos também podem medir a massa do buraco negro (normalmente entre 3 e 20 massas solares para um buraco negro estelar) observando seu efeito gravitacional na estrela companheira.Existem atualmente cerca de 20 sistemas binários de raios-X que são pensados para conter buracos negros estelares, embora este número continua a subir à medida que a sensibilidade dos instrumentos melhora e mais observações são feitas. Dois dos melhores candidatos (é muito difícil confirmar inequivocamente um buraco negro) são LMC X-3 Na Grande Nuvem de Magalhães e Cygnus X-1 (o primeiro candidato a buraco negro estelar) descoberto em 1965.Veja também: buraco negro supermassivo.