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如第5章所述，有热量的地方就会有热电磁辐射。
除非处于绝对零度，每个物体都会发出热辐射。
这个加热过程是我们能从吸积盘上观测到高光度辐射的原因。
对于环绕位于类星体中心的超大质量黑洞的吸积盘，其特征尺度有10亿千里，并且这些吸积盘发出的辐射在光谱上主要分布在可见光和紫外区域。
对于在所谓微类星体（会在第8章中进行讨论）中质量更小的黑洞的吸积盘，其大小要比类星体小100万倍，并且辐射以X射线为主。
黑洞质量越大，最内稳定圆轨道就越大，因此周围的吸积盘也就会越冷。
质量是太阳100倍的超大质量黑洞周围的吸积盘，最高温度可达100万开尔文；而恒星质量黑洞周围的吸积盘的最高温度，比这还要高100倍。
如何测量黑洞自旋有多快
实际上，你无法直接看到黑洞，因此你也看不到它们在旋转。
但仍然有两种主流的方法可以测量黑洞的自旋有多快。
如第4章所述，当黑洞的自旋非常快时，黑洞周围稳定轨道上的物质就可能比没有自旋的情况下靠得更近。
事实证明，在离黑洞非常近的轨道上的物质，螺旋下落时会由于强烈的湍流和黏性效应被加热，巨大的热量使它辐射出X射线，这种辐射同时取决于物质被黑洞吞噬前与黑洞有多近。
广义相对论预言，谱线形状呈现的某种特征是受辐射物质与黑洞的距离影响。
这种特征来自于物质中铁原子的荧光辐射，这一从X射线光中提取信息的方法由剑桥大学的安德鲁·法比安（AndrewFabian）率先提出。
这种测量非常具有挑战性，因为存在许多不可控的因素，比如吸积盘相对于地球的倾斜度，以及实际上来自吸积盘表面的风和外流物质的性质。
在吸积盘内缘的附近（沿着我们的视线方向）有着可以揭示黑洞信息的特征，关于黑洞的信息通过其他方式是看不到的。
测量恒星质量黑洞自转的其他方法包括测量较大范围的X射线谱，用于解释吸积盘的内部区域（更热）和较远区域（逐渐变冷）的不同温度。
我们可以根据X射线光谱的形状得到吸积盘的倾角，并根据最高温度（假设你知道黑洞的质量及其与地球的距离）得到最内的物质在离黑洞多远的地方绕转。
杜伦大学的克里斯汀·多恩（eDone）正在开发一种类似的方法，以便测量类星体中心的超大质量黑洞的自旋。
物质能够在多近的轨道（在被黑洞吞没之前）上绕转，会告诉你黑洞的自旋有多快。
狼吞虎咽的黑洞
事实证明，只有一小部分（估计有10％，尽管实际上可能比这要高得多）被吸向黑洞的物质能到达事件视界并被吞噬。
第8章将讨论那些落向黑洞却没有被吞没到事件视界内的物质发生了什么。
在穿过吸积盘时，物质可以像风一样被吹走；而从吸积盘的最内半径里会喷出速度非常接近光速的快速等离子体喷流。
如第8章所述，没有被黑洞吞噬的东西会旋转而出，形成相当壮观的喷射。
[1] 又名“差动自转”
，指天体自转时不同部位的角速度互不相同的现象
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