إلى جانب الثقب الأسود الفائق الضخامة في قلب المجرة، يُظَن أنَّ ملايين من الثقوب السوداء موزعة في مختلف أنحاء مساحة المجرة، ويُعتقد أنها تشكلت بطريقة مختلفة تماما عن الثقوب الواقعة في المراكز المجرِّية التي تنمو بالتراكم التدريجي للمادة المنهارة المتساقطة فيها. إذ كانت تلك الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية نجوما ضخمةً في الماضي، وكانت تتألق بسطوع شديد، في ظل سريان تفاعُلات الاندماج داخلها دون توقف مُمِدةً إيَّاها بالطاقة، فكانت تُبقيها ساخنةً جدًا ومتأثرة بضغط شديد، وتمنحها قدرةً مصيرية على مقاومة الانهيار تحت تأثير الجاذبية. وعندما يُستنفد الوقود النووي تمامًا، لا يبقى أي قدرٍ من ضغط الإشعاع ليُبقي النجم صامدًا، ولا يتبقى شيء لموازنة قوة الجاذبية التي تسحبه نحو الداخل. وإذا كان النجم ذا كتلة مُشابهة لكتلة شمسنا، فإن الانهيار تحت تأثير الجاذبية يُسفر في النهاية عن جسمٍ مضغوط يُعرف بالقزم الأبيض. تجدر الإشارة إلى أنَّ كلمة «مضغوط» لها معنى خاص في الفيزياء الفلكية، وتُشير إلى أن المادة كثيفة بطريقة تختلف تمامًا عن المادة العادية. وبمعايير المادة العادية، فالنجوم القزمة البيضاء مضغوطة لأنَّ المادة منضغطة للغاية. هذه المادة مُؤيَّنة، ما يعني أن الإلكترونات كلها منفصلة عن نُويّها الأصلية، وإن كانت باردة (فعادة ما لا تُصبح المادة مُؤيَّنة إلا عند درجة حرارة عالية). وينشأ الضغط الذي يقاوم الشد الجاذبي المستمر نحو الداخل من رفض الإلكترونات الانضغاط في منطقة محدودة للغاية (وهذه إحدى نتائج مبدأ عدم اليقين الذي وضعه هايزنبرج)؛ والمصطلح المتخصص المعبر عن هذا التأثير هو «ضغط الطباق الإلكتروني». ولو كان النجم المنهار عند استنفاد كل وقوده، أضخم، لكان الانهيار تحت تأثير الجاذبية أشد، وكانت الإلكترونات ونظائرها من البروتونات ستندمج معا لتُشكّل نيوترونات. وهذه يُمكن أن تكون جسما أشد انضغاطا بكثير من القزم الأبيض؛ أي نجما نيوترونيا.

ولكن إذا كنا مهتمين بالثقوب السوداء، فعلينا إذن أن ننتقل إلى النجوم التي لديها كتلة أكبر بكثير من كتلة تلك النجوم التي تُواصل الانهيار لتُنتج نجوما قزمة بيضاء أو حتى نجوما نيوترونية. فالنجم الذي لديه كتلة أكبر من تلك سيكون مضيئًا جدا بينما يبقى وقوده موجودًا ويُمكن الحفاظ على استدامة الاندماج النووي فيه وفور استنفاد كل الوقود، ينتهي أمر النجم وستنطفئ الأضواء. يتَّسِم النجم الآن بكتلة كبيرة كافية لتجعل قوة الجاذبية قادرة على أن تطغى حتى على ضغط الطباق النيوتروني القوي، وبذلك يكون الانهيار قويًا جدًّا لدرجة أنه حتى هذا الضغط لا يستطيع أن يُوازن تأثير الجاذبية، ويؤدي الانهيار حتمًا إلى ثُقب أسود. وغالبًا ما يكون انهيار النجم الضخم مصحوبا بانفجار بقايا مُستعر أعظم مُذهلة، تاركًا الثقب الأسود ليكون الجزء المتبقي الوحيد في الموقع الأصلي للنجم السلف الأصلي. وتشهد مثل هذه الانفجارات تخليق عناصر كثيرة، خاصة تلك الأثقل من الحديد.

تجدر الإشارة هنا إلى أنَّ أول ثقب أسود تعرفه الباحثون بدقة لا تحتمل الخطأ بناءً على تحديد كُتلتَي النجمين في نظام نجمي ثنائي يُسمى «في 404 سيج». إذ استطاع خورخي كاساريس وفيل تشارلز وزملاؤهما رصد مدارات النجمين بتدقيق شديد واستنتجوا من تحليلاتهم أنَّ هذا الزوج الثنائي يحوي جسمًا مضغوطًا ذا كتلة أكبر ست مرات من كتلة شمسنا، وبذلك فهو ثقب أسود. (اكتُشف لاحقًا أنَّ كتلته تساوي كتلة الشمس 12 مرة.)

ومن الممكن إجراء تقديرات معقولة لأعداد النجوم في المجرات وكتلها. ثم يمكننا بعد ذلك تقدير عدد الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية في مجرتنا، بالتفكير في عدد النجوم الضخمة التي ربما قد تكونت في وقت مبكر من تاريخها، بما يكفي لتكون قد تطورت تطورًا كافيًا يجعل كل وقودها النووي قد استنفد بحلول الوقت الحالي عن طريق الاندماج وحتى وإن كانت نسبة صغيرة جدًّا من النجوم في مجرتنا تكون ثقوباً سوداء، فإن وجود أكثر من 10¹¹ أجسام في مجرة درب التبانة يُعطينا الكثير من الثقوب السوداء.

ولكن كيف يمكن قياس كتل هذه الثقوب السوداء المنتشرة في المجرات؟ في الواقع، تتشابه ديناميكيات أسلوب تحديد بعض كُتل الثقوب السوداء المتبقية من النجوم تشابها كبيرًا مع ديناميكيات الأسلوب المستخدم لقياس كتلة الثقب الأسود الواقع في مركز مجرتنا. وذلك لأن جزءًا كبيرًا جدًّا من النجوم في مجرتنا، وبالتبعية في المجرات الأخرى أيضًا على الأرجح، يُوجد في أزواج شكلت أنظمة نجمية ثنائية. ومن السهل تخمين الكيفية المحتملة لحدوث ذلك؛ فقوى الجاذبية تجاذُبية والعديد من المدارات التي يدور فيها جسمان مُستقِرَّة، ولذا حالما يتلاقى نجمان ويرتبطان معًا بفعل قوى الجاذبية، يبقيان هكذا على الأرجح. وإذا استطعنا قياس الوقت الذي يستغرقه كلا النجمين لإتمام دورة كاملة حول الآخر في النظام النجمي الثنائي، وهو وقت يُعرف باسم الفترة المدارية، وإذا عرفنا المسافة بينهما، نقترب من معرفة كتلتيهما. إذا كان الجسم المضغوط يدور في مدار حول نجم عادي (أي يستمدُّ وقوده من الاندماج) ذي طيف معروف النوع، وكتلة معروفة بالتبعية، يُمكن عندئذٍ اشتقاق كتلة النجم المضغوط مباشرة. أما إذا كان جسم مضغوط كالثقب الأسود مفردًا وليس في نظام ثنائي، فتكون المعلومات الديناميكية غير متاحة، وهذا يعني عدم وجود وسيلة لاستنتاج كتلته أو تحديد أنه ثقب أسود أصلًا. تجدر الإشارة إلى أنَّ كتلة أصغر ثقب أسود نستطيع قياسها تساوي بضع كتل شمسية فقط، لكنَّ الثقوب السوداء الأثقل ذات الكتل النجمية يمكن أن تكون أكبر 100 مرة من كتلة شمسنا.

يُعد قياس كتلة الثقوب السوداء سهلًا، في ظل التكنولوجيا الحديثة المتوفرة، لكنه ما زال يتطلب قدرًا كبيرًا من الصبر والمثابرة. ولأنَّ السمات الفيزيائية الأساسية التي تُميز الثقوب السوداء سمتان فقط في الأساس، ولأنَّ الكتلة واحدة منهما، فإنَّنا بهذه الدراسات قد قطعنا نصف الطريق نحو تمييز الثقوب السوداء غير أن قياس الزخم الزاوي للثقوب السوداء أصعب.