Hay dos formas simples de crear agujeros negros de estos tamaños: directamente desde el colapso de estrellas muy grandes, o mediante fusiones de agujeros negros resultantes del colapso de estrellas que no son tan grandes.
En los cúmulos globulares grandes y densos, sabemos que las fusiones de estrellas son moderadamente comunes porque podemos ver las estrellas fusionadas, conocidas como rezagados azules, en los cúmulos cercanos. Entonces podemos inferir la tasa de formación de agujeros negros de estrellas demasiado grandes para formar estrellas de neutrones, y las fusiones de agujeros negros mucho más raras.
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En un cúmulo globular puede haber decenas a cientos de miles de estrellas de diferentes masas pero de la misma edad. Las estrellas más grandes, más azules evolucionan más rápido y terminan produciendo estrellas de neutrones y agujeros negros después de algunos millones de años, mientras que las estrellas más pequeñas y rojas viven mucho más tiempo y, finalmente, terminan como enanas blancas.
Si esa fuera toda la historia, los cúmulos globulares en algún momento contendrían solo estrellas rojas y restos estelares. Pero cuando observamos cúmulos globulares en telescopios lo suficientemente grandes, podemos distinguir estrellas individuales rojas y también azules. Alan Sandage fue el primero en hacer esto en detalle, en 1953. Más tarde, se propusieron dos formas de fusión estelar como fuentes de rezagados azules, ya sea una colisión directa de dos estrellas o una transferencia de masa en sistemas binarios donde la mayor parte de la masa de una estrella supergigante se desata gravitacionalmente y cae sobre la otra.
Bien, eso solo nos da más estrellas más grandes que crean estrellas de neutrones y agujeros negros relativamente pequeños. También es posible que un agujero negro y una estrella o una estrella de neutrones y una estrella gigante se fusionen y formen agujeros negros algo más grandes.
El siguiente paso, que es más complicado, nos lleva a su segunda pregunta. Se requieren varias estrellas y restos para formar sistemas binarios y luego irradiar energía en forma de ondas gravitacionales hasta que se fusionen. No podemos ver eso, y solo recientemente comenzamos a observar las ondas gravitacionales más intensas al final del proceso inspiral y de fusión. Esperamos detectar estrellas de neutrones y agujeros negros más pequeños fusionándose para crear estos agujeros negros de masa intermedia, pero aún no lo hemos hecho.
Una complicación adicional es que las fusiones de agujeros negros pueden dar como resultado que los agujeros negros que resultan sean expulsados de los cúmulos globulares, reduciendo la tasa de fusiones entre esos agujeros negros algo más grandes.
Solo hemos podido detectar fusiones de agujeros negros desde septiembre de 2015, y en los dos años posteriores solo hemos detectado cuatro eventos de este tipo en el espacio en 3 mil millones de años luz. Los agujeros negros más pequeños en tal evento fueron 14 masas solares más 7.5 masas solares, lo que resultó en un agujero negro de 21 masas solares, que no está muy lejos de los 25 agujeros negros de masa solar que está preguntando.
Podemos detectar las fusiones más grandes a grandes distancias. Las fusiones más pequeñas que pueden conducir a objetos más grandes podrían ser detectables solo a distancias más cortas, hasta que lleguemos a la próxima generación de detectores mucho más sensibles, en particular el telescopio Einstein GW y los interferómetros espaciales. Todavía no tenemos suficientes eventos para detectar esa tendencia, pero hay personas que hacen los cálculos.
Queda mucho por venir.
