20世纪六七十年代被称为广义相对论的黄金时代，这个时代见证了一场关于黑洞的认知革命。凭
借新的数学知识和许多研究者包括约翰·惠勒（John Wheeler）、基普·索恩（Kip Thorne）、 沃纳·伊斯雷尔、罗杰·彭罗斯和史蒂芬·霍金等］的睿智洞见，前面几章所描述的黑洞的现代理论图景在很大程度都是那时绘制的。与此同时，天文学家使用更灵敏的光学和射电望远镜更深入地观测宇宙，首次瞥见了X 射线天空的样子。我们发现了两种全新的、在当时一无所知的天体—类星体和X 射线双星，如今我们认为它们是黑洞的家。
X 射线双星是一个恒星系统，由一颗普通恒星和非常邻近轨道上的一颗看不见的伴星组成，这颗伴星可能是白矮星、中子星或者黑洞。我们认为，从可观测恒星向其看不见的伴星进行的物质转移贡献了这些系统强烈的X 射线辐射。
如果我们看不到伴星，我们又怎么知道它存在呢？答案是：借助光子的多普勒频移。多普勒频移源于可观测恒星的大气，是由双星的轨道运动引起的。原子和分子只吸收和发射特定波长（即谱线）的光子，这些谱线就成为特定原子或分子的一个独特又显著的特征。比如，钠气路灯之所以呈现明亮的黄色，是因为它发射的光子主要来自 589.0 纳米和589.6 纳米这两条钠谱线。当天文学家观察一颗恒星时，他们可以看到这颗恒星大气中原子和分子的许多吸收谱线和发射谱线。如果这颗恒星是双星系统的一部分，那么由于恒星与其伴星相互绕转运动，这些谱线将周期性地交替发生红移和蓝移。这种周期性交替的红移和蓝移现象，与我们在第3章中讨论过的变焦–旋转轨道的相关现象是一样的。
好的，现在我们知道，尽管只能观测到其中的一颗星，X射线双星也是由两颗星组成的双星系统。但是我们怎么知道在某些双星系统 —比如天鹅座X–1（Cygx–1，天鹅座中一个明亮的X 射线双星系统）—中的伴星是黑洞呢？怀疑者也许会提出，这颗伴星可能只是一颗太暗淡以致看不清
的恒星。要反驳这个观点很容易：这颗看不见的伴星太大了，因此不可能是一颗暗淡的恒星。为了具体说明这个简单的结果，我们需要借助一些额外的观测、开普勒轨道运动定律，以及恒星演化理论。首先，通过观测，我们不仅可以从多普勒频移中推断出这颗恒星处在一个双星系统中，还能得到其轨道的具体特性。谱线的振动周期恰好就是双星的轨道周期；多普勒频移在一个周期内的精确变化体现了轨道的椭率；频移的振幅则给出了恒星的速度的下限。（只在我们沿轨道侧面观察时，它才是实际的速度，然而天文学家只在极少数情况下才能推断出轨道倾角）。将这些观测值与开普勒轨道运动定律联系在一起，就可以给出双星系统中两颗星的质量之和的下限。如果我们能够计算出可见恒星的质量，就可以计算出看不见的伴星的质量。这就是需要用到恒星演化理论的地方。事实证明，一旦我们知道了恒星的表面温度和光度（这两者都可以通过直接观测来确定），仅凭恒星演化的常识就足以得出一个相当准确的质量估计。
恒星的一生都是由力的竞争来驱动的：向内的引力与向外的压力相互对抗。实际上，这个说法也适用于类地行星。但与行星不同的是，恒星的质量太大，以至于冷物质产生的压力不足以和引力相抗衡，更确切地说，至少在恒星的生命早期情况如此。a恒星是由一团主要为氢气的气体坍缩形成的。随着气体云的坍缩，其核心的压力和温度会逐渐升高，直至氢气开始发生核聚变反应。聚变以光子和中微子的形式释放出极大的能量，并进一步加热了气体云的核心，使它的热压高到足以让坍缩停止，一颗恒星就这样诞生了。从外表上看，恒星已达到了平衡，但其核心的化学成分还在不停地演化，并将氢燃料聚变成氦。至于核心的大部分氢被耗尽之后会发生什么，这取决于这颗恒星的质量。我们不想在这里赘述过多的细节和可能性，但要注意的一点是，对于质量（10~100倍太阳质量）的一类恒星，它们的演化将会出现多个平衡阶段，被一个个的收缩过程间隔开，收缩会引起核心的温度和压力增加，直到新的核聚变反应开始。这个过程会一直持续到铁核形成。