We present the solution of spherically symmetric flows for the gas injected by stellar winds and supernova explosions within a super star cluster with a massive black hole at the center by using a self-consistent hydrodynamical model . We proof that our model always produce a stationary, self-consisten solution for the accretion flow and the star cluster wind, for any mass of the black hole. Although, the black hole does not modifies the large scale outflow, it shifts the threshold mechanical luminosity of the clusters to lower values. We demonstrate that in the case of star clusters with a central massive black hole the threshold mechanical luminosity separates clusters for which the stagnation radius and mass accretion rate are defined by the black hole from that, whose inner structure is defined by radiative cooling. We propose also an analytic approach to the numerical results, finding expressions for the mass accretion rate and the stagnation radius by using Bondi’s accretion theory and the theory of adiabatic star cluster winds.Presentamos la solución de flujos esféricamente simétricos para el gas reinsertado por vientos estelares y explosiones de supernova dentro de un super cúmulo estelar con un agujero negro masivo central utilizando un modelo hidrodinámico autoconsistente. Probamos que nuestro modelo siempre produce una solución estacionaria, autoconsistente para el flujo de acreción y el viento del cúmulo para cualquier masa del agujero negro. Si bien el agujero negro no modifica la estructura a gran escala del viento, éste desplaza la luminosidad mecánica crítica de los cumulos hacia valores menores. Demostramos que en el caso de cúmulos estelares con un agujero negro masivo central la luminosidad mecánica crítica separa cúmulos para los cuales el radio de estancamiento y la tasa de acreción de masa son definidos por el agujero negro de aquellos, cuya estructura interna está definida por enfriamientoradiativo. También proponemos una aproximación analítica a los resultados numéricos encontrando expresiones para la tasa de acreción de materia y para el radio de estancamiento usando la teoría de acreción de Bondi y la teoría de vientos de cúmulos estelares en el caso adiabático.