从星系中央的超大质量黑洞到X射线双星中的恒星黑洞，黑洞作为许多天体物理现象的诱因已被广为接受。黑洞被认为是解释这些系统行为的最简单物理模型。然而，仍存在着理论上的可能性，即这些系统可能存在着比黑洞更奇特的天体。最近的天文观测已基本上排出了在X射线双星系统中存在更奇特天体的可能性，同时也为恒星质量黑洞的存在提供了最好的证据。 在致密星中，作用于恒星外层向内的引力与由电子（白矮星）和中子（中子星）的泡利不相容原理所产生的简并压相平衡。当恒星的总能量E（由泡利不相容原理所产生的正能量以及由引力能所产生的负能量的总和）最小时，恒星便处于平衡状态。钱德拉塞卡（Chandrasekhar）第一个证明，致密星存在一个最大质Mmax，如果质量大于这一上限，恒星将变得不稳定。如果恒星的质量大于1.5倍的太阳质量Msun，那么通过减小半径和增加它的（负）引力能，恒星的总能量E会无休止的减小。但是，这一过程不存在一个平衡半径，广义相对论预言恒星最终会坍缩成一个奇点——黑洞。
然而，对于外部世界，黑洞是不可见的。史瓦西（Schwarzschild）根据广义相对论证明，没有信号能从黑洞内部达到史瓦西半径之外的时空区域 R(S) = 2GM/c2 ~ 3 M/Msun km 式中M代表黑洞的质量，c代表光速，G是引力常数。在这一距离上时间坐标也归为零点。史瓦西半径内外两个区域的边界称为视界。每个黑洞都有一个视界，因此我们永远无法看到一个裸露的奇点。但是，因为任何有视界的天体必定是黑洞，那么探测这些视界就可以证明黑洞的存在。 对天鹅座XR-1和其他X射线双星的观测显示，这些X射线源是一个致密天体，它的最小质量高于Mmax；例如，天鹅座XR-1的质量大于6Msun。这就排除了白矮星和中子星的可能性，但是仍可能是更不同寻常的天体，例如类星体。现在，两个研究小组给出了如何在这些X射线双星系统中寻找视界的方法。 加西亚（Garcia）等人使用钱德拉卫星监视处于宁静态的6个黑洞候选者的暂现现象（暂现X射线源会产生与长周期极低光度不同的为期数周的爆发）。宁静黑洞暂现的X射线光度是具有相同轨道周期的宁静中子星暂现的1%。研究者把这一现象归咎于绝大部分的辐射产生自宁静吸积盘穿过黑洞视界之时。 使用这一方法寻找视界要求对吸积盘所能产生的光度有所了解。加西亚等人使用吸积盘的主对流吸积流（advection-dominated accretion flow，ADAF）模型来计算它所能产生的光度。计算显示，在宁静态中的暂现现象里绝热吸积—喷流解（adiabatic inflow-outflow solutions，ADIOS）起着作用。这意味着有吸积产生的绝大部分能量会被垂直于吸积盘平面的物质喷流所带走。这样观测到的低光度就无法与存在一个视界或是黑洞直接联系起来了。所以，这方面仍有大量的理论工作要做。 1980年，斯托格（Stoeger）提出了另一种探测视界的方法。他提出当处于离黑洞较远的轨道时，独立耀斑（individual flare patch）——一团辐射特征远远超出系统平均值的物质——会由于光行差而呈现出脉冲式的辐射。因为黑洞引力势阱中的多普勒效应，这些峰值的强度会随着物质接近黑洞而降低。因此，最后出现的脉冲应该是最弱的。与此相反，如果吸积天体有一个固态的表面，例如中子星，由于物质会撞击这一表面，最后的脉冲应该是最强的。
插图说明图（A）一团明亮的物质团由吸积盘的边缘盘旋着掉入黑洞视界消失。图（B）对于这团物质的测光数据 道兰（Dolan）分析了由哈勃太空望远镜得到的有关天鹅座XR-1的高速光度计（high-speed photometer，HSP）数据。他在紫外波段发现了两组具有这些特征的脉冲。然而，统计上的可信度仍不够高，除非能证明这些脉冲不是系统自身的变化。需要在X射线波段和紫外波段对天鹅座XR-1的进一步观测来确认这些脉冲波列的存在。 其他的引力理论和3个经典的广义相对论验证实验一样并没有预言黑洞和视界的存在，这也许能成为广义相对论第四个验证实验。在这些理论中，非奇点的坍缩天体可以存在，但是只有半径方向的辐射才能从它们的表面逃逸，如果被吸积的物质撞击其表面中地球看不见的部分，那么们不会探测到任何辐射。如果这些理论中的致密天体无法重现这些结果，那么对视界的搜寻将会成为又一个验证广义相对论正确性的实验。
