Come correttamente riportato nella domanda, il destino finale di una stella dipende in modo determinante dalla sua massa iniziale. E sono solo le stelle di grande massa che al termine della propria vita possono dar luogo alla formazione di un buco nero. Le masse delle stelle, essendo numeri molto grandi, si misurano solitamente in unità della massa del Sole; per avere un'idea, il Sole pesa 2 · 10³⁰ kg, e le stelle hanno masse comprese tra circa 0.1 e 100 masse solari.

La massa è il parametro cruciale perché determina l'entità della forza di gravità che mantiene la stella unita. Affinché la stella rimanga stabile, è necessario un qualche tipo di forza che le si opponga. Durante la vita ordinaria delle stelle, questa forza è costituita dalla pressione della radiazione elettromagnetica generata nel proprio interno tramite le reazioni nucleari. Per mantenere questo bilanciamento, però, il combustibile nucleare viene gradualmente consumato, e quando si esaurisce la stella non può più sostenersi contro il collasso gravitazionale. La struttura della stella cambia quindi radicalmente e, a seconda della massa iniziale, ci sono diverse possibilità.

Le stelle di più piccola massa (diciamo inferiore a circa 4 masse solari), riescono a trovare una sistemazione stabile sotto forma nane bianche. Si tratta di stelle molto dense ma molto piccole (per gli standard astronomici). Il raggio di una nana bianca si aggira attorno ai 10 000 km (cioè circa 1 centesimo del raggio attuale del Sole). La massa contenuta al suo interno è però approssimativamente pari a quella del Sole, e quindi la sua densità diventa un milione di volte superiore.

Ma qual è la forza che sostiene una nana bianca contro la gravità? Si tratta della cosiddetta pressione di degenerazione degli elettroni. Secondo la meccanica quantistica, gli elettroni (come altre particelle elementari) non possono raggiungere una densità troppo grande. Questo principio (detto principio di esclusione di Pauli) è lo stesso che fa sì che gli elettroni si dispongano attorno a un atomo occupando diverse orbite (o meglio diversi livelli energetici) invece che essere tutti nella posizione più vicina al nucleo. Ebbene, una nana bianca resiste alla propria gravità proprio perché è molto difficile comprimere ulteriormente i suoi elettroni. La configurazione che assume al termine della combustione nucleare è quella di un oggetto molto caldo, che lentamente si raffredda emettendo radiazione. Si tratta in effetti di un corpo solido, anche se nei solidi che siamo abituati a considerare la rigidità è garantita dai legami chimici (tra atomo e atomo) piuttosto che dalla pressione elettronica.

Quando però la massa della stella è superiore alle 4 masse solari (diciamo tra 4 e 8-10 masse solari), allora la pressione degli elettroni non è più sufficiente a mantenere la stabilità della stella. In questo caso, anziché una nana bianca si forma una cosiddetta stella di neutroni. Si tratta di un oggetto ancora più compatto e denso. La massa è sempre simile a quella del Sole, ma il raggio è di appena una decina di km! Le densità in gioco sono enormi, e in queste condizioni tutte le particelle che componevano la stella originaria (elettroni e protoni) si trasformano in neutroni (uno dei componenti dei nuclei atomici). I neutroni, al pari degli elettroni, possono esercitare una pressione di degenerazione, molto più intensa di quella degli elettroni, e possono ancora sostenere la stella contro la gravità, con un meccanismo molto simile a quello delle nane bianche.

Le stelle di neutroni, in modo simile alle nane bianche, terminano la loro vita raffreddandosi gradualmente (sono inizialmente caldissime). In alcuni periodi della loro vita, però, possono dar luogo a fenomeni interessanti, manifestandosi come pulsar (sorgenti che emettono onde radio ritmicamente) oppure, se associate a una stella compagna, come binarie in accrescimento (emettendo radiazione ottica e raggi X molto intensi e variabili).

Una cosa importante da notare è che la massa di una stella di neutroni non può superare circa 1.5 volte il valore della massa del Sole. Una stella di neutroni si forma a partire da una stella (ordinaria) di massa inziale pari a circa 5-10 volte quella del Sole, pertanto è necessario che gran parte della massa totale venga espulsa dalla stella madre. Questo avviene sia sotto forma di venti stellari (espulsione lenta e regolare di materia durante l'intera esistenza della stella) sia, soprattutto, tramite una gigantesca esplosione (detta supernova) che avviene subito prima della formazione della stella di netroni, quando il combustibile nucleare si esaurisce.

Nemmeno la pressione di degenerazione dei neutroni può però sostenere il collasso di stelle di massa (iniziale) superiore a 10 masse solari. In questo caso, è la potenza dell'esplosione di supernova a stabilire cosa rimarrà della stella: se l'esplosione è sufficientemente potente, l'intera stella verrà disgregata e dispersa nello spazio circostante. In caso contrario, il nucleo della stella collasserà necessariamente in un buco nero.

C'è da notare infine che non è ben chiaro quale sia la massa limite per cui si forma un buco nero o una stella di neutroni. Infatti, è molto difficile simulare le condizioni fisiche estreme all'interno di una stella di grande massa, e una grande varietà di possibili fenomeni complica l'interpretazione.