kredit: CXC / S. Lee
Stellar svarta hål, med massor mindre än cirka 100 gånger solens, utgör en av de möjliga evolutionära slutpunkterna för högmassstjärnor. När stjärnans kärna helt har brunnit till järn stannar energiproduktionen och kärnan kollapsar snabbt vilket resulterar i en supernovaexplosion. Om kärnan är större än ca 2-3 solmassor (den maximala massan av en neutronstjärna), kan neutrontrycket inte stoppa kollapsen och ett stellar svart hål bildas. Dessa svarta hål är i allmänhet modellerade som Kerr svarta hål, eftersom det förväntas att den ursprungliga rotationen av den massiva stjärnan skulle bevaras under kollapsen, och att svarta hål innehåller liten elektrisk laddning.
eftersom strålning inte kan undkomma det extrema gravitationsdraget i ett svart hål när det passerar händelsehorisonten är det mycket svårt att upptäcka en isolerat. Stellar svarta hål finns därför lättast i röntgen binära system, där gas från en följeslagare dras in i det svarta hålet. Röntgenstrålar produceras av denna gas som värms upp till tiotals miljoner Kelvin när den spiraler mot det svarta hålet via en accretionsskiva. Astronomer kan också mäta massan av det svarta hålet (vanligtvis mellan 3 och 20 solmassor för ett stjärnsvart hål) genom att observera dess gravitationseffekt på följeslagaren.
det finns för närvarande cirka 20 röntgen binära system som tros innehålla stellar svarta hål, även om detta antal fortsätter att klättra när instrumentens känslighet förbättras och fler observationer görs. Två av de bästa kandidaterna (det är mycket svårt att entydigt bekräfta ett svart hål) är LMC X-3 i det stora magellanska molnet och Cygnus X-1 (den första stellar black hole-kandidaten) som upptäcktes 1965.
Se även: supermassivt svart hål.