Svarta hål kan troligtvis bildas på flera olika sätt. Dels från väldigt massiva stjärnor som under eller tiden efter supernovan, som är tunga stjärnors sätt att avsluta livet på huvudserien, överstiger den s k Landau-Oppenheimer-Volkov-gränsen. Denna gräns är sämre känd än Chandrasekhargränsen men de bästa värdena som finns (1996) baserade på de senaste fysikaliska modellerna säger dock att neutronstjärnor inte kan vara massivare än ungefär 2,9 solmassor. Det som händer efter supernovan är att materian som inte fått en fart utåt som överstiger flykthastigheten faller tillbaka på neutronstjärnan. Ifall det är så mycket materia att Landau-Oppenheimer-Volkov gränsen överskrids så kan neutronernas degenerationstryck inte längre hålla emot och den redan extremt sammapressade neutronstjärnan kollapsar till ett objekt med så stor gravitation att inte ens ljus kan ta sig ut i en händelse som kallas för en hypernova. Enligt de senaste teorierna så är denna händelse till och med extremare än supernovan med en så extrem energiutveckling under några sekunder, största delen i form av gammastrålning, att den kan detekteras i hela Universum i form av ett gammastrålningsutbrott. Urspungsstjärnan måste i detta fall vara mycket massiv för att tillräckligt med materia i supernovan skall finnas kvar efter den stora massutkastning som sker i slutstadierna av en jättestjärnas liv.

Svarta hål kan troligtvis även bildas i tunga dubbelstjärnesystem där den tyngre stjärnan utvecklas snabbare och flyttar över en stor del av sin massa till den andra stjärnan under jättestadiet och själv bildar en vit dvärgstjärna. Den andra stjärnan är nu den massivare av dem och när den når jättestadiet överför den materia tillbaka till vita dvärgen vars massa överstiger Chandrasekhargränsen med en supernovaexplosion som följd. Om omständigheterna är de rätta kan sedan den resulterande neutronstjärnan kollidera med grannstjärnan som fortfarande möjligen är tillräckligt massiv för att den totala massan skall överstiga Landau-Oppenheimer-Volkov gränsen.

Ovanligare varianter av lämpliga dubbelstjärnor som kan bilda svarta hål är vit dvärg och neutronstjärna, neutronstjärna och neutronstjärna samt svart hål och annat objekt.

Hur massiv måste då den ursprungliga stjärnan vara i ett enkelstjärnesystem för att den fortfarande skall vara tillräckligt massiv efter all materiautkastning i slutstadierna av dess liv? Troligtvis åtminstone 20 solmassor. Bildas det verkligen så massiva stjärnor i nebulosor över huvud taget? Ja, det gör det men det är väldigt ovanligt. Det finns ett par kandidater, den bäst kända är Eta Carinae (femte stjärnan i stjärnbilden Kölen) som just nu är extremt uppsvälld till följd av de mer extrema formerna av fusion som förekommer i skal runt dess kärna. Materiautkastningen från stjärnan gör att man hindras från att kunna observera stjärnan direkt och att stjärnan varierar i ljusstyrka - på 1800-talet var Eta Carinae under ett tid den starkast lysande stjärnan på natthimlen. Nyligen har en stjärna i Vintergatan kallad Pistolstjärnan upptäckts som är den massivaste kända stjärnan med en ursprunglig massa på omkring 200 solmassor. Den borde med bred marginal vara tillräckligt massiv för att kollapsa till ett svart hål inom en miljon år.