x 射线很容易被吸收并重新以低能量光的形式释放，因此我们可以设想，黑洞周围的气体可能也在扮演类似的角色。如果吸积盘的外围局域吸收 x 射线，并将其重新以可见光的形式释放，那么这就能照亮行星可能运行的黄道面（吸积盘物质最密集的局域）。这一过程或许能提供微弱的散射光，足以维持地表生态系统，而非仅仅是特殊的极端环境生态系统。
有一种方法是制造一个光盘，其表面积大小需满足释放出与普通太阳光波长相近的能量。这可以通过人工建造和控制实现，不过在极少数情况下，也可能自然发生。
或者，如果采用人工方式，我们可以使用具有 x 射线荧光或闪铄特性的材料，比如碘化钠或稀有金属磷光体。当然，我们也可以设想这样一种自然场景：超新星爆发后残留的重元素形成了这种具有特殊特性的物质。
不过，这些物质并非白光光源。你可以在黑洞周围放置一个外壳，或者更简单地，布置一群由所选材料（如碘化钠）制成的微小球体。围绕黑洞运行的碘化钠会发出 410 纳米波长的蓝光，钨酸钙发出的光波长与 x 射线相近，而碘化铯则会发出绿光。此外，还有一些有机荧光材料也能吸收 x 射线并释放可见光。
我们甚至可以想象，有一种植物或生物体，其叶片的一面能吸收 x 射线，另一面则能释放可见光，以此吸引与其存在共生关系的其他生物。
毋庸置疑，黑洞周围宜居性面临的最大问题，是物质的突然涌入可能引发强烈的辐射脉冲。这些辐射脉冲的危害至少与太阳耀斑相当，甚至可能彻底摧毁行星的大气层。不过，在宇宙中众多黑洞中，或许有一部分足够幸运，能在长期内保持稳定。
此外，有意在黑洞周围定居的文明，可以采取多种措施来保护自身免受辐射脉冲的威胁，甚至稳定黑洞的亮度。但黑洞能有多亮呢？这就涉及到 “爱丁顿极限” 的概念。
爱丁顿极限通常用于描述恒星如何平衡两种力量：引力向内挤压内核，促使核聚变增强；而核聚变产生的额外热量则向外推挤恒星物质。这种平衡被称为流体静力学平衡，它使大多数恒星保持相对稳定的亮度。
这一概念同样适用于黑洞和类星体：黑洞吸收物质的速度是有限的，因为它释放的辐射会加热正在吸入的气体，并将气体向外推。一般来说，黑洞的亮度要么低于爱丁顿极限，要么亮度持续波动。但如果黑洞附近有大型气体云，就可能在很长一段时间内使黑洞的亮度维持在爱丁顿极限水平。
大致而言，黑洞的亮度与质量呈线性关系，不过这在很大程度上也取决于吸积盘的特性。牛津大学的加勒特?科特在网上有一个不错的演示视频，详细讲解了相关计算过程。。黑洞质量翻倍，亮度也会翻倍。这一亮度是太阳的 3270 万倍，甚至可能比形成它的原始恒星还要亮。
这意味着，该黑洞周围的宜居带范围将是太阳宜居带的 5700 倍，即 5700 个天文单位（au）。而且，由于自然形成的黑洞质量通常不低于 3 倍太阳质量，其亮度会是 1 倍太阳质量黑洞的 3 倍，宜居带范围也会延伸到 10000 个天文单位，或在 7000 至 15000 个天文单位之间的广阔局域。
这篇内容的标题灵感，来源于黑洞与恒星在尺寸上的巨大差异。一个通常只有几公里宽的黑洞，仅凭其微小的尺寸就难以被直接观测到，更不用说还有事件视界的存在。但对于一颗典型的恒星级黑洞来说，其吸积盘的宽度可达数十至数百公里；质量更大的黑洞，吸积盘规模会更为庞大。
如果你处于黄道平面上，就能观测到这个吸积盘。此时，黑洞在天空中可能呈现为一道细长的亮痕 —— 这样的景象，你绝不会敢直视。如果你的轨道倾角较大，黑洞则可能呈现为椭圆形或带