블랙홀들은 (그 이론적 반경이) 고작 수 마일이므로, 그것들은 너무 작아서 조금만 떨어져도 보기 힘들다. 별들의 배경에 대해 검은 원의 그림자를 찾는 것은 거의 불가능한 일이다. 여러분은 그것의 주위 물질과 별에 미치는 영향을 발견한다. 블랙홀이 짝을 이루고 있고, 볼 수 있는 블랙홀의 짝이 블랙홀에 충분히 근접해 있으면 관찰할 수 있는 효과가 있을 것이다. 짝을 이루는 상태에서 블랙홀의 두 개의 특징이 있다.

1. 블랙홀과 볼 수 있는 별이 그들의 질량 중심의 주위로 궤도를 만들 것이다. 여러분은 블랙홀이 그것의 짝별 주위를 어떻게 움직이는지 본다. 케플러의 제 3법칙을 이 계에 적용하면 전체 질량, 볼 수 있는 별 + 블랙홀 = (떨어진 거리)^3 / (궤도 주기)^2, 을 결정할 수 있다. 보통 별들에 있어서 광도, 질량, 온도에 대한 상호 관계로부터 볼 수 있는 블랙홀의 짝별의 질량을 경험적으로 추측하게 되면, 전체 질량에서 남는 건 보이지 않는 물체의 질량이다. 만약 보이지 않는 물체의 질량이 중성자별이나 백색왜성에 대한 질량이 너무 크면, 블랙홀이 되기가 매우 쉽다.
   

2. 만약 눈에 보이는 별이 블랙홀에 충분히 가까이 접근한다면, 별의 가스 중 일부가 블랙홀에 끌릴 것이다. 그 가스 성분들은 블랙홀로 소용돌이치는 원판을 형성한다. 그 원판내의 가스 알갱이들은 서로 부딪히면서 마찰로 인해서 따뜻해질 것이다. 점점 늘어나는 마찰이 온도를 증가시키고 블랙홀의 가장 자리를 이룰 것이다. 그 원판은 넓은 영역의 복사를 할 것이다. 블랙홀의 가장자리의 가까이는 X-ray를 방출할 만큼 뜨겁지 않다. 만약 보이지 않은 동반성이 아주 작다면 원판의 X-ray의 밝기가 빠르게 변할 것이다.

   빠르게 변하는 X-ray를 만들기 위해서는 보이지 않는 동반성은 작아야만 한다. 그 변동의 시간을 통하여 우리는 그 물체의 최대 가능한 직경을 알 수 있다. 빛의 속도가 유한하기 때문에 그 물체를 지나는데 있어 약간의 시간이 걸린다. 어떤 상호작용이 생기는 동안의 시간은 [직경 / 속도]이다. 그리고 만약 물체가 어디서든 동시에 빛나고 있다면 그 속도는 빛의 속도로 결정된다. 최대 직경은 빛의 속도와 같은 속도에 달려 있다.