سیاه‌چاله‌ها نور را می‌بلعند، بنابراین مشاهده مستقیم آنها غیرممکن است. ساده‌ترین سیاه‌چاله‌ها برای شناسایی آنهایی هستند که یک سیستم باینری(دوتایی) با یک ستاره ایجاد می‌کنند. مانند سیاه‌چاله Cygnus X-1 که با یک ابرغول آبی جفت شده است.
ابرغول‌های آبی(BSG) ابرغول‌هایی هستند که در رده‌های طیفی O و B قرار دارند. این ستارگان پایان داغ رشته اصلی را تشکیل می‌دهند. این ابرغول‌ها جرم خود را با سرعت‌های زیادی یعنی میان ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه پرتاب می‌کنند.
با چرخش سیاه‌چاله و ستاره به دور یکدیگر، سیاه‌چاله مواد ستاره را به سمت خود می‌کشد و آن را فرو می‌برد و در این فرآیند اشعه ایکس ساطع می‌شود. دانشمندان می‌توانند این اشعه ایکس را مشاهده کرده و رصد آن را مبنی بر وجود سیاه‌چاله بپندارند.
با این وجود، این روش فقط سیاه‌چاله‌هایی را نمایان می‌کند که به اندازه کافی به ستاره یا ستاره‌های اطراف خود نزدیک هستند. تصور می‌شود بسیاری از سیاه‌چاله‌های دیگر وجود دارند که به اندازه کافی نمی‌توانند مواد را ببلعند و اشعه ایکس تولید کنند، بنابراین تاریک‌تر هستند و پیدا کردن آنها دشوارتر می‌شود.
مطالعه جدید نشان می‌دهد که چگونه می‌توان با استفاده از مثال یک سیستم دوتایی متشکل از یک ستاره غول پیکر موسوم به "2MASS J05215658+ 4359220" و یک شریک ناشناخته، این سیاه‌چاله‌های تاریک را رصد کرد.
این تیم توانست با استفاده از داده‌های طیف‌سنجی مشخص کند که این شریک ناشناخته در واقع یک سیاه‌چاله کم نور است.
طیف‌سنجی یا بیناب نمایی(Spectroscopy) به عنوان مطالعه برهمکنش بین نور و ماده نیز تعریف می‌شود. از لحاظ تاریخی طیف‌سنجی به شاخه‌ای از علم برمی‌گردد که نور مرئی برای مطالعات نظری در ساختار ماده و آنالیزهای کیفی و کمی استفاده می‌شد. اگرچه اخیراً به عنوان یک تکنیک جدید نه فقط برای نور مرئی بلکه برای بسیاری از اشکال تابش‌های الکترومغناطیسی و غیرالکترومغناطیسی مانند میکروموج‌ها، امواج رادیویی، اشعه ایکس، الکترون‌ها، فوتون‌ها، امواج صوتی و غیره به کار برده می‌شود. از انواع روش‌های مهم و پرکاربرد در شیمی تجزیه می‌توان به روش‌های طیف‌سنجی جرمی، مادون قرمز، ماوراء بنفش و رزونانس مغناطیسی هسته اشاره کرد.
طیف‌سنجی اغلب در شیمی‌فیزیک به طور مثال در نوعی تصویربرداری ام.آر.آی و شیمی تجزیه برای شناسایی ماده از طریق طیف گسیلی یا جذبی از آنها به کار برده می‌شود. وسیله‌ای که طیف هر ماده را ثبت می‌کند طیف‌سنج یا اسپکترومتر نام دارد. طیف‌سنجی همچنین به وفور در اخترشناسی و مشاهدات از راه دور استفاده می‌شود. اکثر تلسکوپ‌های بزرگ، طیف‌نگار دارند که برای اندازه‌گیری ترکیبات شیمیایی و خواص فیزیکی اجسام نجومی یا اندازه‌گیری سرعت‌شان از طریق جابجایی داپلری خطوط طیفی‌شان استفاده می‌شود. این نوع کاربرد در مبحث طیف‌سنجی نجومی به تفضیل آمده است.
دانشمندان برای یافتن یک سیاه‌چاله پنهان، به تغییر "اثر داپلر" در ستاره‌ها پرداختند و آن را با روشنایی آنها در طول زمان مقایسه کردند.
اثر داپلر(Doppler effect) در فیزیک امواج می‌گوید که بسامد یک موج بر اثر حرکت فرستنده یا گیرندهٔ آن تغییر می‌کند. این پدیده را "کریستیان یوهان داپلر"(۱۸۰۳-۱۸۵۳ میلادی) فیزیکدان اتریشی در مقاله‌ای در سال ۱۸۴۲ بیان کرد. اثر داپلر در همهٔ امواج مانند امواج صوتی و امواج الکترومغناطیسی(نور) دیده می‌شود.
هر گاه گیرنده‌ای به سمت یک منبع ساکن که از خود موج صوتی می‌فرستد، برود، بسامد صوتی که می‌گیرد بیشتر از وقتی است که نسبت به منبع ساکن باشد(شنونده صدا را زیرتر می‌شنود) و اگر از منبع صوت دور شود، موجی را با بسامد کمتر می‌گیرد(شنونده صدا را بم‌تر می‌شنود). اگر منبع موج نیز از گیرنده دور یا به او نزدیک شود، بسامد صوتی که شنونده می‌شنود نیز به ترتیب کمتر یا بیشتر می‌شود.
یک تغییر قابل توجه در اثر داپلر در سیستم‌های دوتایی در کهکشان می‌تواند وجود یک منبع قدرتمند گرانشی را نشان دهد و هنگامی که درخشش یک ستاره در یک الگوی تعیین شده بالا و پایین می‌شود، این نشان می‌دهد که یک شیء بزرگ وجود دارد که به دور ستاره می‌چرخد که گاهی اوقات نور آن را مسدود می‌کند. این دو شاخص روی هم رفته نشانگر وجود سیاه‌چاله هستند.
دانشمندان توانستند با روش جدید دریابند که شریک ستاره "2MASS J05215658 + 4359220" که حدود سه برابر خورشید ما اندازه دارد، یک سیاه‌چاله کوچک است.
گام بعدی برای اثبات کارایی این روش این است که تیم بتواند با استفاده از همین روش سیاه‌چاله‌های مخفی بیشتری را جستجو کند.
اگر آنها در این راه موفق باشند، می‌توانیم ابزار جدیدی برای یافتن سیاه‌چاله‌های بی‌شمار در سراسر کهکشان خود داشته باشیم.
این یافته‌ها در مجله Science منتشر شده است.
