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而我们将在第8章中讨论的更小规模的微类星体的典型光度，所需的物质落入量可能是典型类星体的百万分之一。
另一种类似的能量提取过程可能发生在伽马射线暴中，通常也被称为GRBs。
它是指突然闪烁的强烈的伽马射线束，与遥远星系中的剧烈爆炸有关。
20世纪60年代后期，美国卫星首次观测到这些射线束，它们一开始发出的信号被怀疑是来自苏联的核武器。
考虑到物质通过圆盘螺旋落入黑洞的情况是普遍存在的，物理学家们认为对一些重要物理量的大小进行简单而有启发性的计算是非常有帮助的。
如果我们考虑的是球面几何而不是圆盘几何，那么某些有趣的限制就会出现：一个特别有说服力的例子来自恒星世界，与吸积盘相比，将它们视为等离子体球要好得多。
亚瑟·爱丁顿爵士指出，被激发的电子与恒星热气体中的其他离子碰撞，所释放的辐射将对随后被其拦截的任何物质施加辐射压力。
光子可以“散射”
（这就意味着“给予能量和动量”
）恒星内部被热电离的等离子体中的电子。
向外的压力通过静电力（由电荷相互作用产生的与引力类似的力）传递到带正电的离子上：例如氢原子核（也被称为质子）、氦，还有其他更重的元素的原子核。
以恒星为例，净辐射沿着径向射出，由此产生的辐射压也与将物质向内拉向中心的引力作用方向相反。
对于类球形的恒星而言，在向外的辐射压力超过向内的引力并使恒星自己炸开之前，其辐射压有一个最大限制。
这个辐射压的最大值被称为爱丁顿极限。
更高的辐射压力必然来自能产生更高辐射光度，如果我们知道到物体的距离，就可以根据其亮度估算它的光度。
因此，通过一些简化假设——比如将吸积盘视为球体，就可以推断出物体内部的辐射压力大小。
这种简单的方法有时被用于粗略估计黑洞的质量：通过观测周围等离子体所发出的辐射的光度，并假设这就是达到最大极限值的“爱丁顿光度”
（超过这个阈值的光度所施加的辐射压力，会高到足以超过内部质量产生的引力，从而将自身撑爆），就可以估算出它的质量。
在对物质吸积率作出合理假定的情况下，爱丁顿光度可以看成是物质所能达到的最大吸积率。
这给出了一个被称为爱丁顿比率（在假定的效率下）的最大值。
有多种方法可以打破这个最大值的限制，其中之一就是拒绝球对称假设（对于恒星来说还好，但显然不适用于我们为理解黑洞如何生长所需要考虑的圆盘几何）。
如何测量吸积盘内的旋转速度
由于天文学技术的进步，现在，至少在离地球比较近的情况下，可以测量物质绕黑洞运行的速度。
最大的挑战之一是：要获得在足够精确的角度范围内的信息非常难。
其所需的空间分辨率比通常的光学望远镜高出至少100倍，有时甚至是1000倍。
原则上，用望远镜获得更高分辨率的方法是在更短的波长下观测，或者建造更大的望远镜，尤其注意要减小观测波长与所用望远镜口径的比值。
不幸的是，后一种方法非常昂贵，前一种方法则会将通常的可见光观测带到紫外区域，而紫外线是很难穿过地球大气的。
与直觉相悖，要实现更小的观测波长与望远镜口径之比，需要在无线电波段（比可见光或紫外线的波长长得多）观察，因为无线电波可以穿过大气层，但这样一来望远镜的口径几乎要等于地球直径。
这个方法存在的一些技术问题，需要在此稍作讨论：事实证明，多亏法国数学家让·巴普蒂斯·约瑟夫·傅里叶（JeanBaptisteJosephFourier）在数学发展中作出的贡献，即使实际采集区域只是理想状况下完整孔径的稀疏子集，对于望远镜完整孔径所观察到的信号，我们还是能将其中大部分恢复出来。
如果将分立天线（每个天线看起来像一个单独的望远镜，请参见图17所示被称为VLBA的甚长基线阵列）的信号相互关联在一起，就可以重构天空中某个区域内的图像，这些图像的精细程度与一个完整地球大小的望远镜所能观察到的图像的精细程度相当。
为了表明这个分辨率有多惊人，假设我站在纽约帝国大厦的顶上，而你在旧金山，在这个距离下，你仍然能看清我的小拇指指甲（我忽略了地球是一个球体，实际上旧金山和帝国大厦之间并没有直接的视线，但你应该能明白我想说什么）。
这意味着使用VLBA，我们可以分辨其他星系中尺度小于一个光月的图像。
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