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鸦宓娜群朔从Γ宥鸦俾时萖射线暴低得多。这与前面所讲的新星与第一类超新星的对比关系相似，最低的吸积率反而造成最高能量的现象，如同第一类超新星的威力比新星大得多那样，伽玛射线暴的能量也高于X射线暴。
有一个很有名的伽玛射线暴，似乎是在可见光波段也被看到了，但是，如果这个证认正确，会带来很大的理论问题。这个暴是1979年3月5日在一个距离将近20万光年的超新星遗迹附近观测到的。按照这个距离所估算的爆发能量比银河系里其他的伽玛暴要高100万倍，而这是难以理解的。要么证认是错的，伽玛射线暴与超新星遗迹位置靠近只是一种假象，而二者实际距离不同（这是大多数有关的天体物理学家现在所认为的），要么我们不得不寻求比中子星吸积更奇特的物理机制。伽玛射线暴是今日天体物理的大难题之一。
寻找珍稀品种
从上面对X射线星的测览可以看出，寻找黑洞，首先的目标应当是那些既没有周期性也不是再发的X射线双星。挑选候选者的第一步程序是测量X射线光度在短时间内的振荡。任何源的亮度变化都意味着它的构造有了改变，例如膨胀或变形。由于没有任何东西能跑得比光更快，光源亮度发生整体变化的时间就不可能短于光跑过光源自身半径这段距离所需的时间。光在1毫秒钟运动300公里，所以一个在短于1毫秒的时间出现光变的源就必定极为致密。
光变的原因是什么呢？以恒星级黑洞为例，其直径只有几公里，但对光变来说重要的不是这个参量。这是因为，黑洞只有一个几何的而非物质的表面，X射线辐射就不是起源于物质对黑洞表面的碰撞，而是来自吸积盘。盘的内区是高温的、湍动的，有点像开始沸腾的水。盘是局部不稳定的，气体“泡”不时冒出，
要推算这样发生的光变的特征时间，首先必须明白吸积盘并不能延伸到黑洞表面，黑洞周围有这样一个区域，其中不可能有稳定的圆轨道运动。气体越过吸积盘内边缘后，就落到这个区域并消失于黑洞之中。这个过程是如此之快，以至于气体几乎没有时间来发出辐射。因此，那些造成光变的气泡就只能是在距离黑洞几个史瓦西半径的地方形成。这些泡的寿命极短，它们以接近光速的速度在一毫秒内绕黑洞转动一周，然后就消散在周围气体之中，辐射也就停熄。从远处看来，这就是X射线辐射的短暂爆发。
有数年时间，科学家们一直希望看到双星X射线源光度的这种极快变化，因为这将揭示恒星级黑洞的存在。有一个名为圆规座X－l的源，与一个年龄为十万年的超新星遗迹联系着，光度有快速振荡，故被认为是一个很有希望的候选者，但是完全搞错了。更先进的天文仪器观测到圆规座X－l和其他类似源的X射线暴，确凿地证明它们是中子星。为了发现X 射线源中的黑洞，我们必须寻找狂热活动现象以外的证据。
测量质量
先称一千次，再砍那一刀。
——土耳其谚语
黑洞猎手的最好武器是一杆秤。如果我们接受广义相对论和有关致密物质状态的几条合理假设，则一个稳定中子星的最大质量不能超过3M，而如果一个致密星的质量大于这个上限，则现代物理学所能提供的唯一答案是，那是一个黑洞。
不幸的是，分别地测量双星系统中每颗子星的质量是不可能的。天文学家能依据的只是可见于星的光学光谱，还得有个条件，就是它没有被吸积盘的光谱所掩没，因为这种情况时常发生。由多普勒效应造成的谱线周期性移动能提供双星的轨道周期，天文学家由这个周期就能用天体力学定律计算出所谓“质量函数”。这个函数含有三个未知量：两颗子星的质量和轨道面相对于观测方向的倾角。
要再往前走，就不得不作一些近似。按照光学子星的“光谱型”（见附录1）和光度可以得出它的其他物理参量：质量、半径，以及演化阶段。但是，这种称量恒星的方法只是依据其光谱型，会导致很大程度的不确定性。
另一个未知量，即轨道面相对于观测方向的倾角，通常是很难确定的，除非是有掩食现象的双星系统，这时才能对倾角限定一个范围（有无掩食表明我们是在从“侧面”还是从“上面”来看这个系统）。
有了这些近似，天文学家就能推算出他最感兴趣的致密星质量。他的结果有一定的“误差棒”：棒的中央是最可能的质量值，两端则分别是“最悲观”和“最乐观”的值。但是，由于现在的问题是要证实黑洞的存在，必须有最大程度的严谨，因此只有那些整个误差律都在3Mpe量限度以上的候选者才能予以考虑。
迄今找到的符合所有这些黑洞到据的X射线源只有三个。
天鹅座X—l
天鹅座X—1是1965年被一个由火箭发送的X射线探测器发现的，后来也被“乌呼鲁”观测到。1971年3月和4月，“乌呼鲁”记录到它的X射线光度的快速变化，后来还偶然地注意到这种快速变化伴随有一个射电源的出现。射电望远镜就比X射线探测器要精确得多，于是源的位置就被以很高的精度确定下来。在这个位置上还有一颗早已知道的编号为HDE226868的光学可见恒星，这颗明亮恒星的光谱型表明它是一颗质量在25M到4Mg间的高温蓝巨星。这种星是不可能发出如此大量的X射线辐射的，因此就必定有一颗致密的伴星在吸取它的气体，并加热到开氏几百万度，于是才能成为X射线源。
为证实这个推测，就必须对HDE226868的光谱作分析，探查作为光谱双星特征的宿线的周期性来回移动。结果是令人信服的，该星有着又6天的轨道周期。由谱线的最大移动又可以计算出轨道的尺寸，轨道极小，只有3000万公里。如果把HDE226868比作一只足球，则天鹅座X—l就像一粒沙子在距足球表面几厘米高的轨道上转动。
X射线源不受淹食，表明轨道面相对观测方向的倾角超过55“。有了这些参量，就可以推算出天鹅座X一l的质量。在过去的15年中，整个测量工作以越来越高的精度重复了多次，所得出的天鹅座X一1的最低质量为7M，远远超过中子星的最大允许质量。天文学家很可能已经找到了第一个恒星级黑洞。
仍有争议
虽然天鹅座X一l的行为与对吸积黑洞的预期相符甚好，其他可能的解释仍需略作考查。
上述论证中相对脆弱的部分是由光谱型来推断光学子星的质量，然后用以导出天鹅座X －l的质量。更仔细的分析表明，也可以不这样做，而仅依据没有掩食来直接得出天鹅座X －l的质量下限。这样来计算质量时需要知道X射线源的距离，已被估计为6000光年，于是得出源的最低质量为3．4M，仍然足以排除中子星的可能性。但是，如果实际距离要小，则最低质量也随之减小，而距离又没有被足够精确地测定。只要距离真的缩短了10％，天鹅座X－l的最低质量就会降到生死攸关的3M限度以下。“另一个不那么严重的反对意见是，天鹅座X－l可能是一个三体系统，即可见的HDE226868星和两个不可见的伴星。不可见星可能是一颗中子星和一颗白矮星，靠得很近，因而有一个共同的吸积盘；也可能是一颗被尘埃遮掩的10MW量的正常星（类似御夫座埃泼西隆星）和一颗贡献X射线辐射的中子星。
三体系统模型有几个重要的难题。主要的是难以解释这样一种构型如何能形成并长时间地存在，因为三体系统是很不稳定的，只有一个很特别的演化状态除外。不过，如果天鹅座X－l是唯一的候选黑洞，那倒也不能排除它就处在那个特别状态。一个统计上可能性极小的状态，可能就对应着一颗性质与众不同的星，然而事实并非如此。过去十年中X射线资料的丰富积累已经显示，还有别的双星X射线源也像天鹅座X－l一样很可能是黑洞。对天鹅座X－l和其他类似系统，事实上黑洞模型是最稳妥的解释，因为它用的假设真少，因而符合科学方法论的主要定则：奥克姆剃刀（见“原初白洞”一节）。无疑地，观测到的恒星级黑洞的数量在今后几年中将会继续增多。
“三人帮”
急切要知道已知有几个黑洞的读者，可直接看图63，那里画的是恒星级黑洞“三人帮”的成员，且把它们的一些特征再描述一下。
其中名为LMCX──3的一个，并不在银河系内，而属于大麦哲伦云。大麦哲伦云是最邻近的两个河外星系之一，在南半球能用肉眼看到，得名于那位首先把它记在航海日志上的著名葡萄牙探险氛LMCX──3的光学伴星是一颗高温蓝色星，由其光谱型估计质量在4到SM 之间。致密星的质量则已估算出在7到14Mpe间。
如果对LMCX──3也像对天鹅座＊一l一样要求，就应该不用伴星光谱型而是依据距离来求出质量。与天鹅座X一1不同的是，已经知道大麦哲伦云的距离是间万光年，于是得到LMCX──3的最低质量为6M，所以它甚至比天鹅座X－l更为可信地是一个黑洞。
第三个候选黑洞称为A0620一皿。它在约3000光年开外，是一个属于“小质量双星”亚型的X射线源，因为那颗非致密子星是质量小于太阳的矮星。非致密子星已得到光学证认的小质量X射线双星系统大约有40个，但对其中大多数情况，由于X射线辐射太强，光学谱被淹没，因而不能确定轨道参量和非致密子星的精细性质。幸运的是，A0620to0在处于宁静态时辐射比较弱，不会掩盖其伴星的可见光辐射，于是光学谱就得以测量，并且确实给出一个周期为又75小时的光谱双星系统。由此得出A0620－00的质量最少有3．ZM（假定轨道倾角为最不利的情况），而且很可能超过7Mde
A0620—00系统最引人注意的性质是其尺度。它是如此之小，三体系统的说法更不能成立。有的天文学家（尤其是它的发现者）认为A0620一皿是最好的黑洞候选者。甚至可以说A0620rt）（是第一个被发现的黑洞，因为在一张1917年拍摄的微微座照片里找到了它，那时它正处在一场光学爆发之中，因而被归人了新星的范畴。
从恒星到星系
按照有关专家的估计，在过去一百亿年中银河系里平均每一百年有一颗超新星爆发，而每一百颗超新星中有一颗导致黑洞形成，那么银河系里就应该有一百万个恒星级黑洞。可是在双星X射线源中迄今还只找到三个可能的黑洞，这似乎颇令人失望。事实上还有几个源中也可能有黑洞，但误差较大，以至于还不那么肯定。这些潜在的黑洞中有也处在大麦哲伦云里的LMCX－l，还有半打河内的源。
黑洞探索者们还尝试过用估算质量以外的其他方式来考查他们的候选对象。测量短时标振荡就是其中之一，不过如上所述并不成功。另一个方法是依据所谓“相似性标准”，就是说如果天鹅座X－l是黑洞，则所有X射线行为与之相似的源就都很有可能也是黑洞。天鹅座X－l有一个特征现象，它的辐射有两种状态，“高”态和“低”态，其他少数几个双星X 射线源也有这种现象，因而似乎就也应是黑洞。但是即使这条标准也是模棱两可，在“三人帮”的其他成员中，A0620－00能通过这项考查，而＊＊＊＊司就不能。另一方面，有些符合这条标准的源又已被证明是中子星，因为它们有X射线暴，圆规座X－l就是典型例子。所以，考查黑洞的最好方式仍然还是称量质量。
放在前苏联的“格拉纳”卫星里的法国望远镜“西格玛”（Sigma）在1990年春天找到了一个明亮的X和伽玛射线源，看来是处在距银河系中心（见第17章）300光年之内。这个源有一个很讨厌的，但愿是暂时的名称IE1704．7──2942，被许多人看作是第四个恒星级黑洞。“西格玛”看来还探测到这个源的一阵反物质突发，以大量电子和正电子湮灭的形式出现。按照一些高能天体物理学家的观点，只有黑洞周围才具备产生大量正电子的极端物理条件。
最后，还有这样的星，不属于X射线双星范畴，但也可能是黑洞，尽管这很难证实。前面已讲过仙后座A（见“近处遇奇花”一节），它是天空中最明亮的射电源之一，并与一个超新星遗迹有联系，它的爆发大约是在1670年，但不如预期的那么明亮。这个超新星遗迹并不包含有脉冲星或X射线源，所以有可能那颗爆发前恒星的质量非常大，其核心直接坍缩成了黑洞，使得不能出现很亮的超新星。
银河系里最难捉摸的星之一是SS433。它的奇特不仅在于有很强的光谱线，而且在于谱线还分成对称的两组，都在�