Aslında, bir yıldızın kalıntısının kara delik olup olmayacağını belirleyen şey, kendi kütle çekimine karşı koyabilme gücüdür. Yıldız yakıtını bitirdiğinde veya bir süpernova patlaması geçirdiğinde geriye kalan çekirdek, muazzam bir kütle çekimi kuvvetiyle içe doğru çökmeye başlar. Eğer bu çekirdeğin kütlesi, yaklaşık 1.4 Güneş kütlesi olan Chandrasekhar limitinin altındaysa, elektronların birbirine çok yaklaşmaya karşı gösterdiği "elektron dejenerasyon basıncı" denilen kuantum mekaniksel bir etki, kütle çekimini dengeleyerek çöküşü durdurur ve bir beyaz cüce oluşur. Ancak çekirdek kütlesi bu limitin üzerindeyse, kütle çekimi elektron basıncını yener ve çöküş devam eder. Eğer kütle yaklaşık 2-3 Güneş kütlesinin (Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti) altındaysa, bu sefer nötronların benzer bir basıncı (nötron dejenerasyon basıncı) çöküşü durdurarak bir nötron yıldızı oluşturur. Fakat çekirdek kütlesi bu ikinci limiti de aşıyorsa, bilinen hiçbir kuvvet kütle çekimine karşı koyamaz; çöküş durdurulamaz ve madde tek bir noktaya (veya tekilliğe) sıkışarak bir kara delik meydana getirir. Yani 1.4 Güneş kütlesi, elektron basıncının kütle çekimine yenik düştüğü ilk kritik eşiktir ve daha yoğun nesnelere (nötron yıldızı veya kara delik) giden yolu açar; kara delik oluşumu için ise daha da yüksek bir kütle eşiğinin (yaklaşık 2-3 Güneş kütlesi) aşılması gerekir.
