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电子产生抵抗持续向内引力的压力，是因为它拒绝被压缩到过于狭窄的区域（这是海森堡不确定性原理的结果），这种效应的学名是电子简并压力。
如果在用尽所有燃料后坍缩中的恒星的质量更大一些，那么使物质收缩的引力也会更大，使得电子和对应的质子会融合形成中子。
这样就可以形成比白矮星更加致密的天体——中子星。
如果我们对黑洞感兴趣，那么我们必须转向比将会生成白矮星甚至中子星的恒星的质量更大的恒星。
质量更大的恒星在其燃料持续存在且核聚变能够维持的期间将会非常亮。
一旦所有燃料都被用完，恒星的寿命就结束了，发出的光也会熄灭。
如果这颗恒星现在已经足够重，以至于引力甚至可以压垮强大的“中子简并压力”
，那么因此导致的坍缩会强到连中子简并压力也无法平衡，于是坍缩就会不可避免地导致黑洞的产生。
大质量恒星的坍缩通常伴随着壮观的超新星残骸的爆发，而在原来恒星的位置上只会留下一个黑洞。
在这样的爆炸中，许多元素，尤其是比铁重的元素，都被合成了出来。
第一个通过测定双星系统中两颗星的质量而认证的黑洞叫V404Cyg。
豪尔赫·卡萨雷斯（JeCasares）与菲尔·查尔斯（PhilCharles）和他们的同事非常仔细地观测了两颗星的轨道，并从分析中推断出这对双星包含一颗质量至少是太阳6倍的致密星，因此它就是一个黑洞（后来发现它的质量其实是太阳的12倍）。
对银河系中的恒星数量及其质量进行合理估算是可行的。
之后通过考虑有多少大质量恒星在足够早的历史时期就已经形成，并且到现在已经通过聚变用掉了所有的核燃料，我们就可以估算银河系中“恒星质量”
黑洞的数量。
即使我们银河系中只有极少比例的恒星会演化成黑洞，但因为银河系中有超过1011个星体，所以我们仍然会有许多黑洞。
我们如何测量这些遍布星系的黑洞质量？实际上，对于某些恒星所残留的黑洞，需要用到的技术在动力学上面与测量银河系中心的黑洞时所使用的技术非常相似。
原因是我们银河系以及其他星系中很大一部分恒星，都形成了成对的双星系统。
我们很容易猜测到这是怎么发生的：引力使得物体互相吸引，而很多两体轨道都是稳定的，因此一旦两颗恒星相遇并被引力束缚在一起，它们就很可能会保持这种状态。
对于双星系统，如果我们可以测量恒星彼此绕转完整的一圈所花费的时间——也就是轨道周期的时长，并且如果我们知道它们之间的距离，那么就可以知道它们的质量。
如果致密星绕着光谱类型与质量都已知的正常恒星（正在发生聚变）的轨道运动，那么致密星的质量就很容易测出。
如果类似黑洞这样的致密星是孤立的，没有处于双星系统中，那么缺少其动力学信息就意味着没有办法推断出它的质量或确定它确实是黑洞。
我们可以测量的最小的黑洞质量是太阳的几倍，但是最重的恒星质量的黑洞可能比我们的太阳重100倍。
在当前的技术条件下，测量黑洞质量非常容易，不过这仍然需要良好的耐心和韧性。
鉴于质量本质上只是黑洞两个基本的物理特性之一，因此这些研究只能让我们了解它一半的特性。
不过，测量黑洞自旋的难度要更大，而在第7章中，我会描述尝试并做到这一点所需的英勇努力。
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