Medir a massa e o tamanho médio de buracos negros é uma coisa relativamente simples de fazer e, além de medir a sua rotação, a pessoa não precisa de nenhum equipamento super-sofisticado. Um telescópio comum é o suficiente para fazer o trabalho, mas é claro que, quanto mais distante o objeto alvo estiver, maior deverá ser o telescópio.
A técnica usada é um muito velha e simplesmente envolve leis de Kepler. No entanto, nem todo buraco negro pode ser medido assim. O melhor método se aplica a buracos negros estelares que são parte de um sistema binário e convivem com uma estrela companheira. A grande maioria das estrelas da galáxia são na verdade parte de um sistema de ordem superior binário. Estrelas solitárias como o nosso Sol representam apenas de 20% de todas as estrelas na galáxia. A maioria dos buracos negros estelares tem um companheiro. Vale ressaltar o fato de que encontrar um buraco negro solitário é praticamente impossível pois não há praticamente nenhuma maneira de vê-lo se não estiver nada em suas proximidades que revele sua presença.
Para descobrir um sistema com um buraco negro, várias coisas têm que estar certas. Mais importante ainda, o buraco negro deve ter um disco de acreção em torno de si. Se ele não tiver nada, ele não produzirá qualquer radiação e só veríamos a estrela companheira. Ainda seria possível adivinhar que há um componente invisível lá, mas sem um disco em torno dele, não somos capazes de dizer mais nada sobre isso. Discos de acreção são quentes. A temperatura atinge milhões de graus nas suas partes interiores por causa dos fótons que são emitidos em altas energias e em raios-X. As partes exteriores do disco são mais frias e irradiam em UV e na banda óptica. Se um objeto encontrado for brilhante tanto no óptico quanto em raios-X, ele se torna um bom candidato a ser um buraco negro binário.
Uma vez que descobrimos um sistema onde nós suspeitamos que um buraco negro orbite uma estrela normal companheira, podemos estudar a luz que vem da fonte. O buraco negro e a estrela são geralmente em uma boa distância perto um do outro e nenhum telescópio na Terra pode traçar os componentes individuais. A luz que recebemos é uma mistura de ambos a estrela e o disco de acreção do buraco negro. Se a luz for dispersa do espectro, encontramos uma abundância de linhas espectrais. Algumas pertencem à estrela, outras pertencem ao disco de acreção. Mas, uma vez que a estrela e o disco de acreção do buraco negro orbitam em torno de si com um mesmo centro gravitacional, a cada dia observamos os componentes em um diferentes posições e com uma projeção radial diferente de suas velocidades orbitais. Isso faz com que a chave para medir a massa.
Embora não possamos ver o buraco negro, podemos ver a estrela. Com observações precisas, podemos medir a velocidade da estrela, bem como o tamanho da órbita. Uma vez que estes têm sido medidos, as leis da gravidade nos dizem exatamente qual é a massa do buraco negro.
Por exemplo, vamos supor que uma estrela como o nosso Sol orbite um buraco negro. Suponha que medimos a velocidade da estrela como sendo 117 milhas por segundo, e que nós medimos o diâmetro de sua órbita como sendo similar à distância do planeta Mercúrio ao nosso Sol. Isto implica que a estrela orbita o buraco negro uma vez a cada 12 dias. As leis da gravidade, em seguida, dizem-nos que o buraco negro deve ser 10 vezes mais massivo que nosso Sol.
Os buracos negros nos centros de galáxias muitas vezes podem ser medidos utilizando este método. Por exemplo, a massa do buraco negro no centro da nossa galáxia Via Láctea foi calculada medindo as velocidades de estrelas individuais que orbitam em torno dele. Isso mostrou que o buraco negro é três milhões de vezes mais massivo que nosso Sol e a massa do buraco negro no centro da vizinha galáxia de Andrômeda foi calculada medindo as velocidades médias de todas as estrelas que orbitam em torno dele. Isso mostrou que buraco negro de Andrômeda é 30 milhões de vezes mais massivo que nosso Sol.
Uma vez que se sabe a massa, pode-se calcular o raio do buraco negro, chamado de Raio de Schwarzschild, através da relação abaixo:
