在黑洞的研究当中，我们通常用三个量来定义一个黑洞，它们分别是：质量，自旋，和电荷。时常也称之为三毛定律。也就意味着我们只要知道了这三个量，我们就可以将不同的黑洞区分开来。对于天文中的黑洞而言，电荷很容易被电中性，所以只有了质量和角动量，更为简单一些。所以黑洞时常被称之为宇宙间性质最为简单的天体。对于物理学家或者天文学家而言，最终的目的就是测量黑洞的质量和角动量。
目前探测到的黑洞分布(摘自美国astronomy杂志2014年10月期)
在引力波被探测到之前，人类一直是利用传统的电磁方式来发现和研究黑洞。从400多年前利用光学望远镜开始探索我们的宇宙开始，在上个世纪又发现了光学之外的其它电磁方式(射电，X射线等)，宇宙探索的步伐在不断加快。自从第一个黑洞候选体天鹅座X-1在60年代初被发现，到目前为止，差不多已经半个世纪过去，但是我们发现并且确认的恒星级黑洞并不是特别多，总共只有二十多个，而且几乎绝大多数都是位于我们的银河系当中。根据观测和理论的联合估计，仅仅在我们这个银河系当中，恒星量级的黑洞的数目就至少有在1000万个以上，因为黑洞本身没有任何的电磁辐射(霍金辐射忽略不计)，所以造成了黑洞观测的困难性。
只有在黑洞周围吸积盘产生比较明亮的辐射，或者黑洞产生非常强的喷流辐射的时候我们才能够间接地探测到可能黑洞的存在。之后通过进一步的光学观测，和通过大量的数据分析计算，我们才有可能测量到中心天体的质量，从而最终确定中心天体是否是黑洞(如果远大于三个太阳质量，我们就可以确定的说是黑洞)。所以可以想象这其中的过程是非常的漫长和复杂。对于黑洞角动量的测量，又需要利用其他的波段(比如X波段)和独立的方式去测量。还有一个非常重要的一点是，尽管目前确认了很多黑洞，但是还有一个非常重要的一点，我们还不能百分之百的确认那就是黑洞，只有我们真正地探测到了理论当中黑洞的视界面的时候，才可以确认那就是黑洞。现有的电磁方式还有达到这个目标。不过已经在这个有人在朝着这个方向努力。麻省理工学院和一些其他大学的科学家们开启了一项叫做“视界望远镜(event horizon telescope)”的项目，利用分布在全球的亚毫米望远镜，达到基线10000公里，对黑洞的视界面直接成像，得到所谓的“黑洞影子”，从而最终确认黑洞在宇宙当中的存在。估计在2017年就可以得到第一批有关我们银河系中心超大质量黑洞视界的图像。
引力波和多信使的研究时代来临
在电磁波的时代，最简单的天体的研究也是非常耗时和复杂的。然而随着引力波的探测的揭幕，黑洞的研究似乎变得异常简单。
首先引力波第一次直接真正地验证了黑洞的存在。因为合并之时和之后，引力波的产生是黑洞视界面变化的效果，所以这直接验证了黑洞在宇宙当中的存在。
引力波同时也让黑洞基本性质的研究变得更为简便和有效。尽管引力波的探测和数据处理是非常的复杂，但是一旦引力波信号被合理的提取之后，通过一次的引力波探测，我们就可以知道有关黑洞的所有信息，质量和自旋。从这个意义上来讲，引力波将极大的加速我们对于黑洞的研究和认识。
对于黑洞系统而言，正如发言人所说，我们并不期待黑洞系统的合并能够产生相对应的电磁辐射，所以引力波有可能是探测黑洞系统的最为有效的方式。但同时我们也知道，宇宙间有着很多其它的天体也能够产生强烈的引力波，比如双中子星合并。对于这些天体，我们就可以利用多信使的方式进行研究。多信使意味着利用不同的手段，比如可以利用引力波，电磁波(各个波段，从伽马光子一直射电)，中微子等方式同时对这些系统进行研究，从而得到一个整体的图像和理解。
从之前的介绍知道，我们目前在电磁波段仅仅确认了数目极少的黑洞，剩余的绝大多数的黑洞在哪里？我们现在还不知道。或许是孤寂的存在于星系中，或许是和恒星在一起，只是不够明亮，没有被我们发现。或许也是以双黑洞的形式从在。多信使的手段或许能够告诉我们答案。
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