Nguời ta xác định lỗ đen bằng cách nào?
Người ta đã giới hạn tìm kiếm các biểu hiện hiếm có mà chỉ các lỗ đen mới dễ gây ra ở môi trong gần chúng, bắt đầu bằng khả năng thu bắt đế giải phóng rất nhiều năng lượng trong một thể tích nhỏ nhất. Trước khi vượt qua chân trời này, một hạt vật chất khi rơi vào một lỗ đen, trên thực tế tiếp thu nhiều năng lượng đến mức về nguyên tắc nó có thể phát ra một phần năng lượng đó vào không gian, tương đương với l0% năng lượng của khối lượng trong hệ thức Einstein: E = mc2. Chính vì vậy chỉ có các lỗ đen các lớn mới có thể giải thích lưu lượng năng lượng rất lớn mà người ta thấy trong các nhân thiên hà hoạt động và trong các quasar. Người ta có thể xác định một lỗ đen gốc sao khi nó thuộc một hệ đôi nhưng là một công việc rất khó, vì những sao tan rã thuộc một loại khác, như sao nơtron, có thể gây ra các hiện tượng khá giống như thế, như đĩa hứng và sự phát ra bức xạ mạnh năng lượng cao. Nhưng khi áp dụng các định luật Kepler cho sao ''bình thường'' của cặp, là những định luật vẫn hoàn toàn có giá trị ở xa chân trời của một lỗ đen khả dĩ, thì có thể ước tính khối lượng của thiên thể bị tan rã, hoặc ít ra thu được một giới hạn thấp hơn từ đó. Chỉ cần giới hạn này xấp xỉ bằng ba khối lượng mặt trời, thì người ta có thể loại trừ sự có mặt một sao nơtron. Khi tiêu chí khối lượng tỏ ra không thể khai thác được, thì các nhà vật lý thiên văn có thể dựa vào các tiêu chí khác, như tiêu chí phổ học. Tiêu chí này dựa trên sự kiện là chỉ một lỗ đen đang thu hứng mới có thể bức xạ nhiều ở dải tia gamma năng lượng thấp, khác với một sao nơtron không bức xạ vượt ra ngoài tia X.
