Como hemos dicho en la unidad 2 del módulo 3, los agujeros negros son invisibles pero al ser muy masivos tienen un intenso campo gravitacional y podemos detectarlos por los efectos que éste produce.

Las estrellas binarias ofrecen la mejor posibilidad de encontrar agujeros negros en nuestra Galaxia. Por ejemplo, sí un agujero negro forma parte de un sistema binario semiseparado sería capaz de capturar gas de la estrella compañera, la desaparición de este material revelaría la existencia del agujero negro. Después del lanzamiento del satélite Uhuru en 1970 se descubrió una fuente intensa de rayos X llamada Cygnus X-1. Su emisión era muy irregular variaba en escalas de tiempo tan pequeñas como 10 milisegundos. Su tamaño debía ser más pequeño que la Tierra para que varíe su brillo en 10 milisegundos. Observaciones espectroscópicas revelaron que Cygnus X-1 formaba parte de un sistema binario, la compañera visible era una supergigante B0, el período del sistema deducido del espectro de la supergigante era 5. 6 días y por la relación masa-luminosidad, la masa era de unas 30 M_¤ . Por las leyes de Kepler Cygnus X-1 debía tener más de 6M_¤ , muy grande para enana blanca o estrella de neutrones, tenemos un candidato a agujero negro.

Estos sistemas reciben el nombre de fuentes binarias de rayos X y son los posibles candidatos a poseer un agujero negro. Las fuentes binarias de rayos X están constituidas por una estrella normal y un compañero supercompacto que es el responsable de la emisión en rayos X, como son sistemas binarios podemos estimar sus masas a partir del movimiento orbital por las leyes de Kepler. La radiación X se produce de la forma siguiente: el agujero negro atrae materia de la estrella normal, debido a su intenso campo gravitacional, esta materia puede formar un disco de acreción que orbita a gran velocidad alrededor de él. Debido a la fricción el gas del disco alcanza temperaturas muy elevadas emitiendo en el dominio de los rayos X (Figura 5-2-5). Se conocen varios candidatos a poseer un agujero negro : Cygnus X-1, LMC X-3 , A0620-00, V404 Cyg.

Para demostrar que estos sistemas contienen un agujero negro debemos calcular la masa de las dos estrellas que depende de la inclinación de la órbita que no se conoce y la masa del objeto compacto, que no se ve, debe ser superior a 3 masas solares. La masa se determina a través de las medidas de velocidad radial y del período de la compañera visible. Este es un procedimiento usual para los astrofísicos y se aplica a miles de sistemas ordinarios y el procedimiento es valido independientemente de la naturaleza de la estrella que no se ve. En resumen la evidencia observacional es de alta calidad pero el argumento es indirecto; no está basado en observaciones de los efectos de la gravedad superintensa como pueden ser la extrema deflexión de la luz y la congelación del tiempo, fenómenos peculiares que sólo pueden producir los agujeros negros.

El colapso de una estrella masiva al final de su vida no es la única forma de crear agujeros negros. Una enana blanca o estrella de neutrones en un sistema binario puede transformarse en un agujero negro por acreción de materia de su compañero. Otra posibilidad es la coalescencia de dos estrellas para formar un agujero negro, por ejemplo, un sistema binario constituido por dos estrellas de neutrones (un pulsar binario), las dos estrellas se mueven gradualmente en espiral una hacia la otra hasta que se unen, sí la masa final supera las 3M_¤ el sistema se transforma en un agujero negro. Finalmente existen los agujeros negros supermasivos que son el motor de las galaxias activas, según los modelos actuales.