Основной процесс звездной эволюции - это гравитационное сжатие с темпом, определяемым светимостью. Ключевой параметр - начальная масса. В зависимости от ее величины звезда эволюционирует через различные стадии ядерного горения и оканчивает свои дни как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Любой звездный остаток (холодная равновесная конфигурация) с массой, большей примерно
, не может поддерживаться давлением вырожденного газа и обречен сколлапсировать в черную дыру.
Диаграмма "плотность-масса" для астрономических объектов.
На рисунке показаны траектории звезд на диаграмме "масса -- средняя плотность" в соответствии с последними наблюдательными и теоретическими данными. Звезды с массой меньше
оканчивают жизнь как белые карлики, между 
и 
- как нейтронные звезды; черные дыры образуются только из звезд массивнее 
(для звезд с массами между 
и существенна потеря массы на стадии горения гелия). Принимая во внимание начальное распределение звезд по массам, мы получаем примерно 1 черную дыру на 100 взрывов сверхновых. Другим вариантом образования черной дыры звездной массы является аккреция газа на нейтронную звезду в двойной системе до тех пор, пока масса последней не превзойдет предела Оппенгеймера-Волкова - максимально возможной массы нейтронной звезды; тогда она коллапсирует в маломассивную черную дыру.
Учитывая все эти процессы, мы получаем, что в типичной галактике типа нашей должно быть порядка
черных дыр звездных масс.
Образование сверхмассивных черных дыр
Массивные черные дыры могут возникать в результате постепенного роста "затравочной" дыры звездной массы, гравитационного коллапса большого звездного скопления или коллапса больших флюктуаций плотность в ранней вселенной (см. следующий раздел). Маленькая черная дыра при соответствующей "подкормке" может дорасти до сверхмассивной за время меньше хаббловского. Это требует большого количества вещества в ее окрестности, что может иметь место в некоторых галактических ядрах.
Эволюция компактного скопления обычных звезд с дисперсией скоростей
, где 
км/с - типичная скорость убегания для звезды главной последовательности, вначале проходит стадию ядерного горения отдельных звезд; во взрывах сверхновых образуются звездные остатки - нейтронные звезды и маломассивные черные дыры. Скопление компактных звезд, как было показано Зельдовичем и Подурецом, подвержено релятивистской неустойчивости при достаточно больших центральных красных смещениях 
(Zeldovich, Podurets, 1965). Численное моделирование (см. работы Shapiro и Teukolsky, 1987, Bisnovatyi-Kogan, 1988) подтверждают такое развитие событий. Начиная с 
компактных звезд с массами 
в скоплении с радиусом 
парсек и дисперсией скоростей 
км/с, эволюция проходит через три стадии:
· постепенный коллапс ядра из-за гравитепловой катастрофы (большие времена)
· короткая эпоха доминирования столкновений и слияний компактных объектов, в результате которой формируются черные дыры массы
· развитие релятивистской неустойчивости, приводящее к формированию массивной черной дыры, окруженной гало из звезд.
Взято из: http://www.astronet.ru:8101/db/msg/1180462/node0.html
Другие источники:
http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager.cgi?id=13
http://www.cosmoportal.org.ua/pages-maincat-20.html