位置並與其他波長上的輻射已被掌握的星作對照。但是，源的位置仍可透過綜合幾個（至少三個）衛星的觀測資料來估測，這樣誤差就不會太大。而具體到伽瑪射線暴，主要問題是，在由幾個衛星估測的位置上大多數看不到什麼特別的東西。於是有理論家提出，伽瑪射線暴可能是孤立的中於星，或是與非常暗淡的白矮星結伴的中子星，這樣可以解釋為什麼伽瑪射線暴在爆發之前和之後不能觀察到。按照這個模型，爆發也是中子星表面堆積氣體的熱核反應，但氣體堆積速率比X射線暴低得多。這與前面所講的新星與第一類超新星的對比關係相似，最低的吸積率反而造成最高能量的現象，如同第一類超新星的威力比新星大得多那樣，伽瑪射線暴的能量也高於X射線暴。
有一個很有名的伽瑪射線暴，似乎是在可見光波段也被看到了，但是，如果這個證認正確，會帶來很大的理論問題。這個暴是1979年3月5日在一個距離將近20萬光年的超新星遺蹟附近觀測到的。按照這個距離所估算的爆發能量比銀河系裡其他的伽瑪暴要高100萬倍，而這是難以理解的。要麼證認是錯的，伽瑪射線暴與超新星遺蹟位置靠近只是一種假象，而二者實際距離不同（這是大多數有關的天體物理學家現在所認為的），要麼我們不得不尋求比中子星吸積更奇特的物理機制。伽瑪射線暴是今日天體物理的大難題之一。
尋找珍稀品種
從上面對X射線星的測覽可以看出，尋找黑洞，首先的目標應當是那些既沒有周期性也不是再發的X射線雙星。挑選候選者的第一步程式是測量X射線光度在短時間內的振盪。任何源的亮度變化都意味著它的構造有了改變，例如膨脹或變形。由於沒有任何東西能跑得比光更快，光源亮度發生整體變化的時間就不可能短於光跑過光源自身半徑這段距離所需的時間。光在1毫秒鐘運動300公里，所以一個在短於1毫秒的時間出現光變的源就必定極為緻密。
光變的原因是什麼呢？以恆星級黑洞為例，其直徑只有幾公里，但對光變來說重要的不是這個參量。這是因為，黑洞只有一個幾何的而非物質的表面，X射線輻射就不是起源於物質對黑洞表面的碰撞，而是來自吸積盤。盤的內區是高溫的、湍動的，有點像開始沸騰的水。盤是區域性不穩定的，氣體“泡”不時冒出，
要推算這樣發生的光變的特徵時間，首先必須明白吸積盤並不能延伸到黑洞表面，黑洞周圍有這樣一個區域，其中不可能有穩定的圓軌道運動。氣體越過吸積盤內邊緣後，就落到這個區域並消失於黑洞之中。這個過程是如此之快，以至於氣體幾乎沒有時間來發出輻射。因此，那些造成光變的氣泡就只能是在距離黑洞幾個史瓦西半徑的地方形成。這些泡的壽命極短，它們以接近光速的速度在一毫秒內繞黑洞轉動一週，然後就消散在周圍氣體之中，輻射也就停熄。從遠處看來，這就是X射線輻射的短暫爆發。
有數年時間，科學家們一直希望看到雙星X射線源光度的這種極快變化，因為這將揭示恆星級黑洞的存在。有一個名為圓規座X－l的源，與一個年齡為十萬年的超新星遺蹟聯絡著，光度有快速振盪，故被認為是一個很有希望的候選者，但是完全搞錯了。更先進的天文儀器觀測到圓規座X－l和其他類似源的X射線暴，確鑿地證明它們是中子星。為了發現X 射線源中的黑洞，我們必須尋找狂熱活動現象以外的證據。
測量質量
先稱一千次，再砍那一刀。
——土耳其諺語
黑洞獵手的最好武器是一杆秤。如果我們接受廣義相對論和有關緻密物質狀態的幾條合理假設，則一個穩定中子星的最大質量不能超過3M，而如果一個緻密星的質量大於這個上限，則現代物理學所能提供的唯一答案是，那是一個黑洞。
不幸的是，分別地測量雙星系統中每顆子星的質量是不可能的。天文學家能依據的只是可見於星的光學光譜，還得有個條件，就是它沒有被吸積盤的光譜所掩沒，因為這種情況時常發生。由多普勒效應造成的譜線週期性移動能提供雙星的軌道週期，天文學家由這個週期就能用天體力學定律計算出所謂“質量函式”。這個函式含有三個未知量：兩顆子星的質量和軌道面相對於觀測方向的傾角。
要再往前走，就不得不作一些近似。按照光學子星的“光譜型”（見附錄1）和光度可以得出它的其他物理參量：質量、半徑，以及演化階段。但是，這種稱量恆星的方法只是依據其光譜型，會導致很大程度的不確定性。
另一個未知量，即軌道面相對