黑洞作为现今引力波天文学中最重要的天体之一，也越来越为一般人所认识。在致密星的三种类型（即白矮星、中子星及黑洞）当中，黑洞是普遍质量最大的。
与此同时，对于由这些黑洞组成的双星系统的起源和演化还存在许多未完全解决的问题。特别是对于黑洞如何组成密近双星系统，以及它们最终是如何互相融合和并合，仍然有较大的不确定性。
由于电磁波观测对大质量（即大于20个太阳质量）黑洞数据的缺乏，人们对恒星级双黑洞的形成和演化知之甚少。
两颗大质量双星的共同演化有可能生成恒星级双黑洞，这被称为协同演化。
除此之外，致密的球状星团和星系核星团也是恒星级双致密星产生的摇篮，这些天体环境中充斥着年老的致密星，它们是如何形成双星、进而如何旋近并最终并合的一系列过程，目前仍有待研究。
密近双星的形成率和星团中恒星的密集程度有关，也同恒星的演化、星团的金属丰度等有关。
双星在互相绕转时会不断释放出引力波，从而不断损失轨道能量和角动量，导致互转的轨道不断减小（此即为旋近），直到最终并合。
当它们距离十分靠近时，又有着质量的交换。
这其中涉及到的一些动力学机制仍然需要人们去研究，比如：双星成员中若有超新星爆发，其短时间内损失掉的质量会如何影响双星轨道，爆发后遗留下来的致密星轨道速度会如何变化，目前主要还是靠数值模拟。
对恒星级双黑洞的研究有着十分重要的意义：1）恒星级双黑洞可以帮助验证恒星模型，修正恒星理论，尤其是有关由恒星所产生的各种等离子体的辐射机制、高密度物质下物态方程等方面的理论。
伴星的存在使得我们可以获取双星各自的基本参数，这是单星所不具备的条件。
2）了解恒星级双黑洞在不同恒星系统中出现的概率，可以帮助我们预判一些可能伴随的高能辐射事件（如伽马暴、超新星爆发、引力波事件等）在河外星系的出现几率。
包含中子星、白矮星的恒星级双致密星在并合时即能产生引力波，也能产生电磁波，可以同时成为引力波和电磁波观测手段的探测对象，可为多信使天文学的发展注入巨大的动力。
双致密星旋近产生的引力波的探测率同双星的质量、距离、引力波频率以及探测器的灵敏度有关。
在双致密星即将互相并合之前的几个轨道周期中，潮汐效应会变得非常显著，双中子星系统释放出的引力波震动频率将达到500 Hz以上。
并合之后，中子星遗迹的震动频率达到1 k Hz以上，并且可能会坍塌成黑洞。
相较于双黑洞并合释放出的引力波，详细探测双中子星释放出的引力波需要灵敏度更高的探测器。
双中子星并合后，产生的残骸可能会在高频产生震荡信号，目前的探测器在高频灵敏度有限，无法通过引力波深入研究双中子星并合后的物理过程，而探测器灵敏度在10-24Hz可以在2～4 k Hz范围内探测到100 Mpc外的这类过程。
2017年8月17日，LIGO/Virgo探测到了首个双中子星系统并合时产生的引力波，这是人类历史上第一次同时探测到引力波及其电磁波对应体，为天文学观测方法带来了一次重大革新。
引力波和电磁信号联合探测可以对中子星状态方程进行限制，例如：通过测量潮汐形变参数或TOV质量等参数来限制中子星物态、质量等（受限于信噪比，LIGO/VIRGO的探测并未对此给出很强的限定）；
GW170817伴随着千新星事件，未来更灵敏的引力波、电磁波和粒子联合探测将可以对宇宙重元素生成的相关核物理带来重大启示；通过更多的观测，也将帮助人们了解双中子星并合产生相对论性喷流的物理机制。
LIGO/Virgo探测到了比预期更高的双黑洞并合事件率和更高的恒星级黑洞质量，这有利未来空间引力波天线在双黑洞旋近阶段探测到它辐射的引力波，有助多波段引力波天文学的实现。
图给出不同引力波探测仪器对已知引力波事件的特征强度。由此看出空间引力波探测器对高频信号更为灵敏。
通过对相同源的观测，可以用来交叉检查和校准地面和空间两种不同的探测器（尤其对于空间探测器特别有价值）。
此外，通过在不同的频段上观测，可以对恒星级双黑洞的不同演化阶段进行观测。
双黑洞系统演化的每个阶段都承载着不同方面的物理信息，需要将这些信息组合在一起，才能掌握整个双黑洞系统的各个不同天体物理参数（包括质量、质量比、自旋和偏心率），在这意义上，空间和地面探测提供的信息正好互补。
比如，自旋-轨道耦合引起的进动效应在旋近晚期比较显著而可能被空间引力波天线探测到。
同时，空间引力波天线有足够时间来获取关于轨道偏心率的信息，从而为鉴别恒星级双致密星是起源于双星演化还是致密星团的动力学作用提供依据。
在恒星级双黑洞并合前几个月观测到将具有特别重要的意义，即可以为将要发生的并合发出预警。
空间引力波探测可以精确估计穿越地面探测频段的双黑洞的一些关键参数，包括并合时间以及源的空间方位。
尽管双黑洞并合预期不会产生很强的电磁辐射，但人们也提出了几种可能的产生电磁辐射的方案，国际天文界正保持开放的态度并对恒星级双黑洞并合进行多波段电磁波观测。
如果能够提前知道双黑洞并合的时间和空间方位，就可以提早安排其它望远镜进行联合观测，重要的是还可以在并合的同时进行深度搜索，在双黑洞并合动态时间尺度上深入测量源的各种参数。
天琴（TQ）预期能够探测到恒星级双黑洞。
如图3所示，当信噪比阈值为8时，天琴预计能探测到大约几个恒星级双黑洞，在多个探测器联合探测的情况下，比如天琴双星座（TQⅠ Ⅱ）、天琴联合LISA (TQ LISA）和天琴双星座联合LISA (TQⅠ Ⅱ LISA），探测数能够得到明显提升，其中提升最大的联合探测模式是TQⅠ Ⅱ LISA，预期最多能够探测到100多个恒星级双黑洞；当信噪比阈值提升为12时，虽然探测数会有所减小，但是TQⅠ Ⅱ LISA依然预期最多探测到几十个恒星级双黑洞。
对于并合时间为5～10年的恒星级双黑洞，天琴单星座和多探测器联合的探测数会有所减小，但是依然和总探测数处于一个量级。
天琴对于探测到的恒星级双黑洞的参数预期能够做出精度相当高的估计。
选取在天琴观测下信噪比大于8的恒星级双黑洞为估计参数源，如图所示，天琴对并合时间和空间方位的精度预期能够分别定到大约1 s和1deg2，因此预期能够为地面引力波探测和可能的电磁波观测提供预警。
天琴对于光度距离的相对误差的估计预计大约为20%，再根据空间方位的精度可以计算出三维体积误差大约为50 Mpc3。
由于星系的平均数密度大约为0.01Mpc-3，因此天琴能够确定引力波事件所处的宿主星系。
天琴对轨道离心率能做出相当精确的估计，比如当基准频率为0.01 Hz，初始离心率为0.01时，相对误差大约为0.01%，因此天琴预期具有根据测得的轨道离心率区分恒星级双黑洞形成机制的潜力。
此外，天琴对啁啾质量和对称质量比能够做出精确估计，相对精度分别为10-7和10-3。
在TQⅠ Ⅱ、TQ LISA和TQⅠ Ⅱ LISA各自观测下对信噪比大于8的恒星级双黑洞参数估计精度的结果与TQ的结果相近。
以上结果表明，天琴在预期探测到恒星级双黑洞的情况下，能够为地面引力波探测和可能的电磁波观测提供预警，并且能够根据测量的恒星级双黑洞的参数做出区分其形成机制等方面的科学研究。
对于银河系外的双致密星系统而言，由于其距离较远，其引力波和电磁探测概率较低，因此需要精度和灵敏度十分高的探测器。
比起LISA，天琴在高频（约1 Hz）的相对较高灵敏度可以对未来的双中子星实现更高灵敏度的探测，同时提供更准确的参数估计结果。
综合而言，恒星级双黑洞及其前身星的演化、并合，在电磁观测上具有较大的困难。对应地，对相应理论研究的开展也带来了挑战。
《The mass distribution of stellar-mass black holes》
《Gravitational wave sources in the era of multi-band gravitational wave astronomy》
《The effect of metallicity on the detection prospects for gravitational waves》
《The mass spectrum of compact remnants from the PARSEC stellar evolution tracks》
