比较编辑本段回目录
超大质量黑洞与其他相对较低质量的黑洞比较下，有一些有趣的区别：
超大质量黑洞
超大质量黑洞的平均密度可以很低，甚至比空气的密度还要低。这是因为史瓦西半径是与其质量成正比，而密度则是与体积成反比。由于球体（如非旋转黑洞的事界）的体积是与半径的立方成正比，而质量差不多以直线增长，体积的增长率则会更大。故此，密度会随黑洞半径的增长而减少。
在事界附近的潮汐力会明显的较弱。由于中央引力奇点距离事界很远，若假想一个太空人向黑洞的中央移动时，他不会感受到明显的潮汐力，直至他到达黑洞的深处。
形成编辑本段回目录
超大质量黑洞的形成有几个方法。最明显的是以缓慢的吸积（由恒星的大小开始）来形成。另一个方法涉及气云萎缩成数十万太阳质量以上的相对论星体。该星体会因其核心产生正负电子对所造成的径向扰动而开始出现不稳定状态，并会直接在没有形成超新星的情况下萎缩成黑洞。第三个方法涉及了正在核塌缩的高密度星团，它那负热容会促使核
超大质量黑洞心的分散速度成为相对论速度。最后是在大爆炸的瞬间从外压制造太初黑洞。
形成超大质量黑洞的问题在于如何将足够的物质加入在足够细小的体积内。要做到这个情况，差不多要将物质内所有的角动量移走。向外移走角动量的过程就是限制黑洞膨胀的因素，并会导致形成吸积盘。
根据观测，黑洞的类别有着一些差距。一些从恒星塌缩的黑洞，最多约有10太阳质量。最小的超大质量黑洞约有数十万太阳质量。但却没有在它们之间质量的黑洞。不过，有模型指异常明亮的X射线源有可能是在这个遗失范围的黑洞。
都卜勒效应量度编辑本段回目录
直接量度围绕邻近星系核心的水迈射的都卜勒效应，只有在中央高物质密度的情况下，才可以发现很快速的克卜勒运动。现时唯一已知可以在细小空间中包含足够物质的是黑洞，或是在天体物理学上很短的时间内将变成黑洞的物体。对于较远的活跃星系，宽谱线的阔度可以用来探测围绕近视界的气体。反射绘图的技术就是利用这些谱线的变化来量度其质量，而黑洞的旋转有可能加速了活跃星系的引擎能量。
在很多星系中心的超大质量黑洞被认为是活跃星系（如赛弗特星系及类星体）的引擎。马普地外物理研究所及洛杉矶加利福尼亚大学基于欧洲南天文台及凯克天文台的数据，提供了证据指人马座A*就是在银河系中心的超大质量黑洞。根据计算，它可能有260万倍的太阳质量。
银河系以外的超大质量黑洞编辑本段回目录
于2004年5月，Paolo Padovani及其他天文学家发表他们发现了在银河系以外30个超大质量黑洞。他们的发现令我们知道超大质量黑洞的数量最少是以往所知的两倍。现时相信每一个星系的中央包含一个超大质量黑洞，而它们大部份
超大质量黑洞都处于不活跃的状态且吸积不多。相反在球状星团的中央却没有黑洞，不过相信一些如在飞马座的M15及在仙女座星系的Mayall II的中央仍有黑洞，估计质量约有104的太阳质量。
一些星系，如0402+379星系有两个超大质量黑洞，形成一个二元系统。若它们相撞，将会产生强劲的重力波。
