Masa (dla uproszczenia, nierotującej) czarnej dziury ma się następująco do promienia horyzontu, otaczającego obszar, z którego prędkość ucieczki jest większa od prędkości światła:

Astronomowie obserwują różne rodzaje czarnych dziur - od lekkich, o masach kilku mas Słońca, do bardzo masywnych (rzędu miliardów ), przy których nasza Sgr A wydaje się karzełkiem. Bardzo masywne czarne dziury powstały najprawdopodobniej we wczesnym Wszechświecie, przed lub podczas epoki tworzenia się galaktyk, a później tylko przybierały na masie, akreując okoliczną materię i gwiazdy. Procesy tego typu obserwujemy w wielu aktywnych jądrach galaktyk (Active Galactic Nuclei, AGN), ponieważ spadająca na czarną dziurę materia rozgrzewa się i świeci w szerokim widmie promieniowania elektromagnetycznego. Małomasywne czarne dziury powstają natomiast podczas końcowych etapów ewolucji gwiazd. Zaawansowana ewolucyjnie masywna gwiazda czerpiąca energię z procesu fuzji lekkich pierwiastków w coraz cięższe w końcu zapada się "pod własnym ciężarem", gdy reakcje fuzji dochodzą w jej wnętrzu do pierwiastków żelaza i niklu, których łączenie w jeszcze cięższe nie daje zysku energetycznego.

Proces zapadania się i późniejszej eksplozji masywnej gwiazdy nazywamy supernową typu II (typ I to wybuchające białe karły, czyli gwiazdy nieco tylko masywniejsze od Słońca).

Teoria supernowych przewiduje tworzenie się czarnych dziur z gwiazd o masie początkowej mniejszej od około Różne procesy związane ze składem chemicznym takich gwiazd - aspekty, które astronomowie określają metalicznością, wpływające m.in. na tempo utraty masy podczas życia gwiazdy w tzw. wiatrach gwiazdowych - powodują, że końcowym produktem ewolucji jest czarna dziura o maksymalnej masie około Gwiazdy masywniejsze od około również wybuchają jako supernowe, jednak mechanizm prowadzący do eksplozji jest inny, a dodatkowo - przynajmniej według dotychczasowych teorii - nie prowadzi do utworzenia czarnej dziury. Takie supernowe, powstające z powodu niestabilności kreacji par (pair-instability supernova), są możliwe dzięki utracie stabilności wywołanej tworzeniem się w ich gorącym wnętrzu par elektron-pozyton z energetycznych fotonów gamma.

Jako że cała energia fotonu jest przeznaczana na masy spoczynkowe pary cząstka-antycząstka, nie posiadają one znaczącej energii kinetycznej, czyli nie są dobrym źródłem ciśnienia, co prowadzi do katastroficznego kolapsu.

Reasumując, w zasadzie nie spodziewaliśmy się więc obserwacji bardzo masywnych, jak na gwiazdowe standardy, czarnych dziur - niestabilność par w gwiazdach hiperolbrzymach skutkuje "przerwą masową" w produkcji czarnych dziur w przedziale mas od około 60 do około

Astronomowie elektromagnetyczni dostarczają jednak niezwykle ciekawych obserwacji pewnego galaktycznego układu podwójnego metodami tradycyjnymi, czyli mierząc krzywe prędkości radialnych świecącego składnika (za wykorzystanie tej metody do detekcji planet przyznano w 2019 roku Nagrodę Nobla). Układ LB-1 składa się z gwiazdy typu B oraz niewidocznego towarzysza o masie praktycznie w "przerwie masowej": Nieświecący obiekt o takiej masie może być tylko czarną dziurą. Jeśli te pomiary się potwierdzą, do wyjaśnienia pozostanie, jak wyprodukować tak ciężkie czarne dziury: tworzenie się ich wprost z gwiazd w środowisku o wysokiej metaliczności jest niezwykle trudne w ramach obecnych teorii ewolucji gwiazd.