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सामान्य सापेक्षता में, कालाछिद्र या ब्लैक होल या कृष्ण विवर इतने शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र वाली कोई ऐसी खगोलीय वस्तु होती है जिसके खिंचाव से प्रकाश-सहित कुछ भी न बच सके। कालेछिद्र के चारों ओर घटना क्षितिज नामक एक सीमा होती है जिसमें वस्तुएँ गिर तो सकती हैं परन्तु बाहर कुछ नहीं आ सकता। इसे "काला" इसलिए कहा जाता है क्योंकि यह अपने ऊपर पड़ने वाले सारे प्रकाश को अवशोषित कर लेता है और कुछ भी परावर्तित नहीं करता। यह ऊष्मागतिकी में ठीक एक आदर्श कृष्णिका की तरह है। कालेछिद्र का क्वांटम विश्लेषण यह दर्शाता है कि उनमें तापमान और हॉकिंग विकिरण होता है।
अपने अदृश्य भीतरी भाग के बावजूद, एक कालाछिद्र अन्य पदार्थों के साथ अन्तः-क्रिया के माध्यम से अपनी उपस्थिति प्रकट कर सकता है। मसलन कालेछिद्र का पता तारों के किसी समूह की गति से लगाया जा सकता है जो अन्तरिक्ष के खाली दिखाई देने वाले एक हिस्से की परिक्रमा कर रहे हों। वैकल्पिक रूप से, एक साथी तारे द्वारा आप अपेक्षाकृत छोटे कालेछिद्र में गैस गिराते हुए देख सकते हैं। यह गैस सर्पिल आकार में अन्दर की तरफ आती है, बहुत उच्च तापमान तक गर्म हो कर बड़ी मात्रा में विकिरण छोड़ती है जिसका पता पृथ्वी पर स्थित या पृथ्वी की कक्षा में घूमती दूरबीनों से लगाया जा सकता है। इस तरह के अवलोकनों के परिणाम स्वरूप यह वैज्ञानिक सर्व-सम्मति उभर कर सामने आई है कि, उनके स्वयं न दिखने के बावजूद, हमारे ब्रह्मांड में कालेछिद्र अस्तित्व रखते है। इन्हीं विधियों से वैज्ञानिकों ने पता लगाया है कि हमारी गैलेक्सी, क्षीरमार्ग, के केन्द्र में स्थित धनु ए* नामक रेडियो स्रोत में एक विशालकाय कालाछिद्र स्थित है जिसका द्रव्यमान हमारे सूरज के द्रव्यमान से 43 लाख गुना है।
सैद्धांतिक रूप से, किसी भी मात्रा का पदार्थ एक कालाछिद्र बन सकता है, यदि वह इतनी जगह के भीतर संकुचित हो जाय जिसकी त्रिज्या अपनी समतुल्य स्च्वार्ज्स्चिल्ड त्रिज्या के बराबर हो। इसके अनुसार हमारे सूर्य का द्रव्यमान 3 कि. मी. की त्रिज्या तथा पृथ्वी का 9 मि.मी. के अन्दर होने पर यह कालेछिद्र में परिवर्तित हो सकते हैं। व्यावहारिक रूप में इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन आपजात्य दबाव के विपरीत न तो पृथ्वी और न ही सूरज में आवश्यक द्रव्यमान है और इसलिए न ही आवश्यक गुरुत्वाकर्षण बल है। इन दबावों से उबरकर और अधिक संकुचित होने में सक्षम होने के लिए एक तारे के लिए आवश्यक न्यूनतम द्रव्यमान तोलमन - ओप्पेन्हेइमेर - वोल्कोफ्फ़ द्वारा प्रस्तावित हद है, जो लगभग तीन सौर द्रव्यमान है।
एक कालेछिद्र को अक्सर एक ऐसी वस्तु रूप में परिभाषित किया जाता है जिसका पलायन वेग प्रकाश की गति से अधिक हो। यह तस्वीरगुणात्मक रूप से गलत है लेकिन कालेछिद्र की त्रिज्या के परिमाण के क्रम को समझने का एक तरीका प्रदान करती है।
पलायन वेग वह न्यूनतम गति है जो एक वस्तु में होनी चाहिए ताकि वह वस्तु रुकने से पहले किसी गुरुत्त्वाकर्षण स्रोत की कक्षा से बचकर निकल जाये। पृथ्वी पर पलायन वेग 11.2 किमी/सेकंड के बराबर है, अतः वस्तु चाहे कोई भी हो, एक गोली या एक बॉल, इसे पृथ्वी की सतह पर वापस गिरने से बचने के लिए कम से कम 11.2 किमी/सेकंड की गति से चलना होगा। न्यूटोनियन यांत्रिकी में पलायन वेग की गणना हेतु, मानिये कि एक भारी वस्तु है जिसका द्रव्यमान M मूल पर केन्द्रित है। एक   m  {\displaystyle m} द्रव्यमान वाली दूसरी वस्तु मूल से   r  {\displaystyle r} की दूरी पर   v  {\displaystyle v} गति से शुरू होती है, इन्फिनिटी की तरफ बचकर निकलने की कोशिश करती है, इसके पास ठीक उतनी गतिज ऊर्जा होनी चाहिए ताकि वह नकारात्मक गुरुत्वाकर्षण की संभावित ऊर्जा से पार पा सके, बाद में कुछ भी शेष न रहे:
इस प्रकार, यह जैसे जैसे   r = ∞  {\displaystyle r=\infty } के करीब आती जाती है वैसे वैसे इसकी गतिज ऊर्जा कम होती जाती है, अंततः यह बिना किसी गति के अनंतता पर पहुँच जाती है।
यह फार्मूला क्रिटिकल पलायन वेग   v  {\displaystyle v} को   M  {\displaystyle M} और   r  {\displaystyle r} के सन्दर्भ में दर्शाता है। लेकिन यह फार्मूला यह भी कहता है कि   v  {\displaystyle v} और   M  {\displaystyle M} की प्रत्येक वेल्यू के लिए,   r  {\displaystyle r} की एक क्रिटिकल वेल्यू होती है ताकि   v  {\displaystyle v} गति वाला एक कण भागने मात्र में सफल रहे:
जब वेग प्रकाश की गति के बराबर हो, यह एक काल्पनिक न्यूटोनियन डार्क स्टार की त्रिज्या प्रदान करता है, एक न्यूटोनियन शरीर जहाँ से प्रकाश की गति से चलने वाला कोई कण बच नहीं सकता है। एक कालेछिद्र की त्रिज्या की वेल्यू के लिए सर्वाधिक प्रयुक्त चलन में, घटना क्षितिज की त्रिज्या इस न्यूटोनियन वेल्यू के बराबर होती है।
सामान्य सापेक्षता में, अंतरिक्ष-समय की वक्रित प्रकृति और विभिन्न निर्देशांकों के चयन की वजह से r निर्देशांक को परिभाषित करना सरल नहीं है। इस परिणाम के सत्य होने के लिए, r की वेल्यू को इस प्रकार परिभाषित करना चाहिए ताकि वक्रित अन्तरिक्ष समय में r त्रिज्या एक स्फियर के A सतही क्षेत्र को अभी भी इस फार्मूला द्वारा प्रकट किया जा सके   A = 4 π r 2   {\displaystyle A=4\pi r^{2}} r की इस परिभाषा से कोई अर्थ तभी निकलता है जब गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र स्फेरिकली सममित हो, ताकि वहां एक के ऊपर एक कई सियार हों जिनपर एकसमान गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र हो।
किसी वस्तु के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से बच निकलने के लिए पलायन वेग उसके घनत्व पर निर्भर करती है; यह है, उसके द्रव्यमान और मात्रा का अनुपात। एक कालाछिद्र तब बनता है जब कोई वस्तु इतनी घनी हो जाये कि किसी खास दूरी तक प्रकाश भी उससे बचकर न जाने पाये, क्योंकि प्रकाश की गति कालेछिद्र के पलायन वेग से कम होगी। न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण के विपरीत, सामान्य सापेक्षता में, कालेछिद्र से दूर जाता हुआ प्रकाश धीमा नहीं पड़ता है और वापिस नहीं मुड़ता है। स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या अभी भी वह अंतिम दूरी है जहाँ से प्रकाश अनन्तता के लिए बच सकता है, लेकिन स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या से शुरू होकर बाहर निकलने वाला प्रकाश वापस नहीं आता है, वह बाहर ही रहता है। स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या अंदर, प्रत्येक वस्तु अन्दर की तरफ गति करती है, किसी प्रकार केंद्र में कुचले जाने हेतु।
सामान्य सापेक्षता में, कालाछिद्र का द्रव्यमान किसी गुरुत्वीय अपूर्वता) पर केन्द्रित रह सकता है, यह एक बिंदु, एक छल्ला, एक प्रकाश किरण, या एक स्फियर हो सकता है; वर्तमान में इसके विषय में ठीक ठीक जानकारी उपलब्ध नहीं है। इस सिंग्युलेरीटी के आसपास एक गोलाकार सीमा होती है जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है। यह घटना क्षितिज को 'वापस लौटने का स्थान' होता है, एक सीमा जिसके परे सारे पदार्थ और विकिरण भीतर सिंग्युलेरीटी की तरफ खींचे चले आते हैं। केन्द्रस्थ इस सिंग्युलेरीटी और घटना क्षितिज के बीच की दूरी कालेछिद्र का आकार होती है और यह इकाई में द्रव्यमान के दुगने के बराबर होती है जहाँ G और c बराबर 1 हैं।
सूर्य के बराबर द्रव्यमान वाले कालेछिद्र की त्रिज्या लगभग 3 किमी होती है। इससे कई गुनी अधिक दूरियों के लिए, कालेछिद्र की गुरुत्त्वाकर्षण शक्ति समान द्रव्यमान वाले किसी भी अन्य शरीर की गुरुत्त्वाकर्षण शक्ति के ठीक बराबर होती है, बिलकुल सूर्य के समान। इसलिए यदि सूर्य को समान द्रव्यमान वाले एक कालेछिद्र के परिवर्तित कर दिया जाये, ग्रहों की कक्षाएं अपरिवर्तित रहेंगी।
कई प्रकार के कालेछिद्र हैं, जो उनके विशिष्ट आकार द्वारा पहचाने जाते हैं। जब वे एक तारा के गुरुत्वाकर्षण पतन के कारण बनते हैं, उन्हें तारकीय कालाछिद्र कहा जाता है। गैलेक्सियों के केंद्र में बनने वाले कालाछिद्रों के द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के कई अरब गुना हो सकते हैं, उन्हें विशालकाय काला छिद्र कहा जाता है क्योंकि वे अति विशाल होते हैं। इन दोनों पैमानों के बीच में कुछ मध्यवर्ती कालेछिद्र भी होते हैं जिनके द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के कई हजार गुने तक होते हैं। बहुत कम द्रव्यमान वाले कालेछिद्र का, जिनके बारे में ऐसा माना जाता है कि उनका निर्माण ब्रह्माण्ड के शुरुआती इतिहास में बिग बैंग के दौरान हुआ होगा, अब भी अस्तित्व भी हो सकते हैं और उन्हें प्रिमौरडियल कालाछिद्र कहा जाता है। वर्तमान में उनका अस्तित्व अभी निश्चित नहीं है।
प्रत्यक्ष तौर पर एक कालेछिद्र को देख पाना संभव नहीं है। हालाँकि, आसपास के पर्यावरण पर उसके गुरुत्त्वीय प्रभाव द्वारा उसकी उपस्थिति का अनुमान लगाया जा सकता है, खास कर माइक्रोक्वासार और सक्रीय गैलेक्सीय नाभिकों द्वारा, जहाँ पास के कालेछिद्र में गिरने वाले पदार्थ अति गरम हो जाते हैं और एक्स-रे विकिरण की बड़ी मात्रा छोड़ते हैं। यह प्रेक्षण विधि खगोलविदों को उनके अस्तित्व का पता लगाने में सक्षम बनाती है। कालेछिद्र एकमात्र ऐसे पदार्थ हैं जो इन पैमानों पर खरे उतरते हैं और सामान्य सापेक्षता के ढांचे के अनुरूप होते हैं।
एक ऐसे भारी शरीर की अवधारणा जिससे कि प्रकाश भी बचने से असमर्थ हो को, भूविज्ञानी जॉन मिचेल द्वारा 1783 में हेनरी कावेंदिश को लिखे गये एक पत्र में प्रकट किया गया था और रॉयल सोसाइटी द्वारा प्रकाशित किया गया था:
1796 में, गणितज्ञ पिएर्रे-साइमन लाप्लास ने अपनी किताब एक्स्पोसिशन डू सिस्टेम डू मोंडे के पहले और दूसरे संस्करण में इसी विचार को बढ़ावा दिया था । उन्नीसवीं सदी में इन "डार्क स्टार्स" पर ध्यान नहीं दिया गया था, क्योंकि तब ऐसा माना जाता था कि प्रकाश द्रब्यमान रहित तरंग है अतः गुरुत्व के प्रभाव से मुक्त है। आधुनिक ब्लैक होल अवधारणा के विपरीत, ऐसा माना जाता था कि क्षितिज के पीछे की वस्तु का पतन नहीं हो सकता है।
1915 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने अपने सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को विकसित किया, वे पहले ही यह सिद्ध कर चुके थे कि गुरुत्वाकर्षण प्रकाश की गति पर वास्तव में प्रभाव डालता है। कुछ महीने बाद, कार्ल स्च्वार्जस्चिल्ड ने एक बिंदु द्रब्यमान और एक गोलाकार द्रव्यमान के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का समाधान दिया, यह दिखाते हुए कि एक ब्लैक होल का अस्तित्व सिद्धांततः संभव है। स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या को अब गैर-चक्रित ब्लैक होल के घटना क्षितिज की त्रिज्या के रूप में जाना जाता है, लेकिन इस तथ्य को उस समय नहीं समझा जा सका था, उदाहरण के लिए स्च्वार्जस्चिल्ड खुद इसे भौतिक नहीं मानते थे। जोहानिस द्रोस्ते नें, हेंड्रिक लोरेंत्ज़ के एक छात्र, स्वतंत्र रूप से बिंदु द्रव्यमान पर स्च्वार्जस्चिल्ड के कुछ महीनों के बाद ऐसा ही समाधान दिया और इसके गुणों के बारे में बड़े पैमाने पर और अधिक लिखा।
1930 में, खगोलविद सुब्रमन्यन चंद्रशेखर नें सामान्य सापेक्षता का उपयोग करते हुए यह गणना की कि इलेक्ट्रॉन-डिजनरेट पदार्थ वाले एक गैर-चक्रित शरीर का सौर द्रव्यमान यदि 1.44 से अधिक हुआ तो उसका पतन हो जायेगा। उनके तर्क का आर्थर एडिंग्टन द्वारा विरोध किया गया था, जिनका विश्वास था कि कोई वस्तु निश्चित रूप से इस पतन को रोकेगी। एडिंग्टन आंशिक रूप से सही थे: चंद्रशेखर सीमा से थोडा अधिक द्रब्यमान वाला सफेद बौना सितारा पतन के बाद न्यूट्रॉन तारे में परिवर्तित हो जायेगा. लेकिन 1939 में, रॉबर्ट ओप्पेन्हेइमेर और उनके सहयोगियों ने भविष्यवाणी की कि चन्द्रशेखर द्वारा दिए गए कारणों की वजह से, लगभग तीन से अधिक सौर द्रब्यमान वाले सितारा का पतन एक ब्लैक होल के रूप में हो जायेगा।
ओप्पेन्हेइमेर और उनके सह लेखकों ने श्वार्ज़स्चाइल्ड निर्देशांक प्रणाली का उपयोग किया, जिसने श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर गणितीय विशिष्टता को उत्पादित किया, दूसरे शब्दों में, इस समीकरण में इस्तमाल किये गए कुछ घटक श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर अनंत हो जाते थे। इसका अर्थ यह निकला गया कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या एक "बुलबुले" की सीमा थी जिसमें समय "रुक" जाता था। यह बाहर से देखने वालों के लिए एक वैध बिंदु है, लेकिन अन्दर गिरने वालों के लिए नहीं।
इस विशेषता के कारण, पतन हो चुके तारों को कुछ समय के लिए "फ्रोजेन स्टार्स " के नाम से जाना गया, क्योंकि एक बाहरी पर्यवेक्षक को तारे की सतह उस समय में जमी हुई दिखाई देगा जिस पल में तारे का पतन उसे स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के अंदर ले जा रहा होगा। यह आधुनिक ब्लैक होलों का एक ज्ञात लक्षण है, लेकिन इस बात पर बल दिया जाना चाहिए कि जमे हुए तारे की सतह का प्रकाश बहुत जल्दी रेडशिफ्टेड हो जाता है और ब्लैक होल को बहुत जल्दी काले रंग का बना देता है। कई भौतिकविद इस विचार को स्वीकार नहीं कर पा रहे थे कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के भीतर समय रुक जाता है और 20 वर्षों तक इस बिषय पर लोगों कि रूचि नहीं रही थी।
1958 में, डेविड फिन्केइस्तें ने एडिंग्टन-फिन्केल्स्तें निर्देशांक प्रस्तुत करते हुए घटना क्षितिज की अवधारणा पेश की, जिसने उन्हें यह साबित करने में सक्षम किया कि स्च्वार्जस्चिल्ड सतह r= 2 m एक विशिष्टता नहीं है बल्कि यह एक आदर्श एकलदिशा झिल्ली के रूप में कार्य करता है: कारणात्मक प्रभाव इसे एक ही दिशा में पार कर सकते हैं। इसमें और ओपेन्हीमर के परिणामों को कोई खास विरोधाभास नहीं था, बल्कि इसने एक अन्दर गिरते हुए पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण को शामिल करके इसका विस्तार ही किया। फ़िन्केल्स्तीन समेत, अभी तक के सारे सिद्धांत केवल गैर-चक्रित ब्लैक होलों को कवर करते थे।
1963 में, रॉय केर ने आवर्ती ब्लैक होल के लिए एकदम सटीक समाधान खोज लिया। इसकी चक्रित सिंग्युलेरिटी एक बिंदु नहीं बल्कि एक छल्ला थी। कुछ समय बाद, रोजर पेनरोस यह साबित करने में सक्षम हो गये कि सिंग्युलेरिटी सभी ब्लैक होलों के अन्दर पाई जाती हैं।
1967 में, खगोलविदों ने पल्सर की खोज की और कुछ वर्षों के भीतर यह साबित करने में सक्षम हो गये कि ज्ञात पल्सर, तेजी से चक्रित न्यूट्रॉन तारे ही हैं। उस समय तक, न्यूट्रॉन तारे भी सिर्फ सैद्धांतिक उत्सुकता तक ही सिमित थे। इसलिए पल्सर की खोज ने उन सभी अति घनत्व वाली वस्तुओं के प्रति रूचि को जागृत किया जिनकी संरचना गुरुत्वीय पतन से होना संभव हुआ होगा।
भौतिकविद् जॉन व्हीलर को व्यापक रूप से 1967 में दिए गए अपने सार्वजनिक भाषण हमारा ब्रह्मांड: ज्ञात और अज्ञात में ब्लैक होल शब्द को गढ़ने का श्रेय दिया जाता है, अधिक दुष्कर "गुरुत्वीय रूप से पूर्णतः पतन को प्राप्त कर चुका तारा" के एक विकल्प के रूप में। हालांकि, व्हीलर ने जोर दिया था कि सम्मेलन में यह शब्द किसी और ने गढ़ा था और उन्होंने इसको केवल एक उपयोगी लघु-शब्द के रूप में अपनाया। यह शब्द 1964 में ऐनी एविंग द्वारा AAAS को लिखे एक पत्र में भी उद्धृत किया गया था:
जब किसी बड़े तारे का पूरा का पूरा ईंधन जल जाता है तो उसमें एक ज़बरदस्त विस्फोट होता है जिसे सुपरनोवा कहते हैं। विस्फोट के बाद जो पदार्थ बचता है वह धीरे धीरे सिमटना शुरू होता है और बहुत ही घने पिंड का रूप ले लेता है जिसे न्यूट्रॉन स्टार कहते हैं। अगर न्यूट्रॉन स्टार बहुत विशाल है तो गुरुत्वाकर्षण का दबाव इतना होगा कि वह अपने ही बोझ से सिमटता चला जाएगा और इतना घना हो जाएगा कि ब्लैक होल बन जाएगा और श्याम विवर, कृष्ण गर्त या ब्लैक होल के रूप में दिखाई देगा।
नो हेयर प्रमेय में कहा गया है कि, एक बार स्थापित हो जाने के बाद ब्लैक होल के केवल तीन स्वतंत्र भौतिक लक्षण होते हैं: द्रव्यमान, चार्ज और कोणीय गति। किन्हीं दो ब्लैक होल की इन विशेषताओं या पैरामीटर की वेल्यू यदि समान हो तो उनके बीच भेद करना काफी दुष्कर हो जाता है।
ये लक्षण खास होते हैं क्योंकि ये ब्लैक होल के बाहर से दिखाई देते हैं। उदाहरण के लिए, अन्य किसी चार्जकृत वस्तु की ही तरह एक चार्जकृत ब्लैक होल भी समान चार्ज को दूर धकेलता है, इस तथ्य के बावजूद भी कि विद्युत और चुंबकीय बलों के लिए जिम्मेदार कण फोटौंस, आतंरिक क्षेत्र से बचकर निकल नहीं पाते हैं। इसका कारण है गाऊस नियम, एक बड़े स्फियर से बाहर निकलने वाला कुल विद्युत प्रवाह हमेशा समान रहता है और स्फियर के भीतर के कुल चार्ज को मापता है। जब चार्ज ब्लैक होल में गिरता है, विद्युत क्षेत्र लाइनें बनी रहती हैं और क्षितिज से बाहर की और झांकती रहती हैं और ये क्षेत्र लाइनें गिरने वाले सभी पदार्थों के कुल चार्ज को संरक्षित करती हैं। बिजली क्षेत्र लाइनें अंततः ब्लैक होल की सतह पर समान रूप से फ़ैल जाती हैं, सतह पर समान क्षेत्र लाइन घनत्व स्थापित करती हैं। इस सन्दर्भ में ब्लैक होल एक आम कंडकटिंग स्फियर की तरह काम करता है जिसकी एक निश्चित रेसिसटीविटी होती है।
इसी तरह, ब्लैक होल को समाहित किये हुए एक स्फीयर के कुल द्रव्यमान को गॉस नियम के गुरुत्वीय अनुरूप का उपयोग करके पाया जा सकता है, ब्लैक होल से बहुत दूर बैठे बैठे। इसी तरह, कोणीय गति को बहुत दूर से, गुरुत्त्वीय-चुम्बकीय क्षेत्र द्वारा फ्रेम ड्रेगिंग का उपयोग करके मापा जा सकता है।
जब ब्लैक होल किसी पदार्थ को निगलता है, उसका क्षितिज घर्षण युक्त विस्तृत झिल्ली की तरह दोलन करता है, एक क्षणिक प्रणाली, जब तक यह अंतिम अवस्था में स्थापित नहीं हो जाता। यह विद्युत-चुंबकत्व या गेज सिद्धांत जैसे अन्य क्षेत्र सिद्धांत से अलग है, जिनमें कभी भी कोई घर्षण या रेसिसटीविटी नहीं होती क्योंकि वे समय पलटवाँ होते हैं। क्योंकि ब्लैक होल अंततः एक अंतिम अवस्था में केवल तीन मापदंडों के साथ स्थापित होता है, प्रारंभिक स्थितियों के बारे में जानकारी को खोने से बचाने का कोई तरीका नहीं है: ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण और विद्युत क्षेत्र उसके अन्दर जाने वाली चीजों के बारे में बहुत कम जानकारी प्रदान कर पाते हैं। लुप्त जानकारी में वे सभी चीजें शामिल हैं जिन्हें ब्लैक होल क्षितिज से बहुत दूरी से मापा नहीं जा सकता है, जैसे की, कुल बेरयोन नंबर, लेपटोन नंबर, तथा कण भौतिकी के लगभग सभी अन्य संरक्षित स्यूडो-चार्ज। यहाँ से करना है यह व्यवहार इतना अजीब है कि इसे 'ब्लैक होल जानकारी नुकसान विरोधाभास' कहा गया है।
पारंपरिक रूप से भी ब्लैक होल में जानकारी का लुप्त होना काफी अजीब है, क्योंकि सामान्य सापेक्षता एक लैग्रेन्गियन सिद्धांत है जो ऊपर ऊपर से टाइम रिवर्सिबल और हैमिल्टोनीयन प्रतीत होता है। लेकिन क्षितिज के कारण ब्लैक होल समय पलटवाँ नहीं होता है: पदार्थ इसमें घुस सकते हैं पर निकल नहीं सकते। एक आम ब्लैक होल में समय के पलटने को व्हाइट होल कहा गया है, हालाँकि एंट्रोपी और क्वांटम मकेनिक्स यह दर्शाते हैं कि व्हाइट होल ब्लैक होल के समान ही हैं।
नो-हेयर प्रमेय हमारे ब्रह्मांड और उसमें शामिल पदार्थों की प्रकृति के बारे में कुछ मान्यताओं बनाता है, जबकि अन्य मान्यतायें अलग निष्कर्ष प्रदान करती हैं। उदहारण के लिए, यदि चुम्बकीय एकल-ध्रुवों का अस्तित्व है, जैसा कि कुछ सिद्धांतों द्वारा कहा गया है, चुम्बकीय चार्ज एक पारम्परिक ब्लैक होल का चौथा मापदंड होगा।
निम्नलिखित मामलों के लिए नो-हेयर प्रमेय के प्रति-उदहारण ज्ञात हैं:
ये अपवाद कभी कभी अस्थिर होते हैं और कभी कभी ब्लैक होल से दूर नई संरक्षित क्वांटम संख्याओं तक नहीं ले जाते हैं। हमारे चार-आयामी और लगभग सपाट ब्रह्माण्ड में इस प्रमेय को लागू होना चाहिए।
सरलतम ब्लैक होल वह है जिसका द्रब्यमान है लेकिन न तो चार्ज है और न ही कोणीय गति। इन ब्लैक होल को स्च्वार्जस्चिल्ड ब्लैक होल के नाम से भी जाना जाता है, भौतिकविद् कार्ल स्च्वार्जस्चिल्ड के नाम पर जिन्होंने 1915 में इस समाधान की खोज की थी। यह आइंस्टीन क्षेत्र समीकरण के लिए खोजा जाने वाला पहला विश्वसनीय और सटीक समाधान था और बिर्खोफ्फ़ प्रमेय के अनुसार यह एकमात्र निर्वात समाधान है जो स्फेरिकली सिमेट्रिक है। इसका मतलब यह है कि इस तरह के एक ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र और समान द्रव्यमान की किसी भी अन्य गोलाकार वस्तु के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र बीच कोई दृश्य अंतर नहीं है। ब्लैक होल के लिए यह लोकप्रिय धारणा की यह अपने चारों ओर "प्रत्येक वस्तु को अन्दर खींचता रहता है" केवल इसके क्षितिज के पास ही सत्य बैठती है; दूरी पर, इसका बाहरी गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र अनिवार्य रूप से साधारण भारी पिंडों की तरह का ही होता है।
ब्लैक होल के अधिक सामान्य समाधान 20 वीं सदी के उत्तरार्ध में खोजे गये थे। रेइस्स्नेर-नोर्दस्त्रोम मेट्रिक विद्युत चार्ज वाले ब्लैक होल का वर्णन करता है, जबकि केर्र मेट्रिक एक चक्रित ब्लैक होल प्रदान करता है। केर्र -न्यूमैन मेट्रिक सामान्यतया अधिक प्रचलित स्थिर ब्लैक होल समाधान है, जो चार्ज और कोणीय गति दोनों का वर्णन करता है।
हालांकि एक ब्लैक होल का द्रव्यमान कोई भी पोजिटिव मूल्य ले सकता है, चार्ज और कोणीय गति द्रव्यमान द्वारा बाध्य होते हैं। प्राकृतिक इकाइयों में, कुल चार्ज   Q  {\displaystyle Q\,} और कुल कोणीय गति   J  {\displaystyle J\,} से उम्मीद की जाती है कि वे निम्नलिखित को संतुष्ट करेंगे
M द्रव्यमान वाले एक ब्लैक होल के लिए।
इस असमानता को भरने वाले ब्लैक होल को एक्सट्रीमल कहा जाता है। असमानता का उल्लंघन करने वाले आइंस्टीन के समीकरणों के समाधानों का अस्तित्व है, लेकिन उनमें क्षितिज नहीं है। इन समाधानों में नग्न विशिष्टता है और इन्हें अभौतिक माना जाता है, क्योंकि कॉस्मिक सेंसरशिप परिकल्पना वास्तविक पदार्थों के समग्र गुरुत्वाकर्षण पतन की वजह से इस विशिष्टता को नकार देती है। यह संख्यात्मक अनुकृतियों द्वारा समर्थित है।
विद्युत चुम्बकीय बल की अपेक्षाकृत बड़ी ताकत के कारण, तारों के पतन से बनने वाले ब्लैक होल से अपेक्षा की जाती है कि वे तारों के न्यूट्रल चार्ज को बनाये रखेंगे। चक्रण को कॉम्पैक्ट वस्तुओं का एक सामान्य गुण माना गया है और ऐसा प्रतीत होता है कि ब्लैक होल के प्रत्याशी binary X-ray source GRS 1915+105 की कोणीय गति अपने अधिकतम संभव वेल्यू के करीब है।
ब्लैक होल को सामान्यतः उनके द्रव्यमान के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है, कोणीय गति   J  {\displaystyle J\,} से स्वतंत्र. घटना क्षितिज त्रिज्या, या श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या, द्वारा निर्धारित ब्लैक होल का आकार द्रव्यमान   M  {\displaystyle M\,} के अनुपात में होता है,
जहाँ   r s h   {\displaystyle r_{sh}\,} स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या है और   M ⨀   {\displaystyle M_{\bigodot }} सूर्य का द्रव्यमान है। इस प्रकार एक ब्लैक होल का आकार और द्रव्यमान साधारण रूप से संबंधित होते हैं, रोटेशन से स्वतंत्र। इस कसौटी के अनुसार, ब्लैक होलों को इस प्रकार वर्गीकृत किया जाता है:
ब्लैक होल की विशिष्टता है घटना क्षितिज का प्रकट होना; अन्तरिक्ष-समय की एक सीमा जिसके परे घटनाएँ एक बाहरी पर्यवेक्षक को प्रभावित नहीं कर सकती हैं। जैसा कि सामान्य सापेक्षता ने भविष्यवाणी की थी, द्रव्यमान की उपस्थिति अन्तरिक्ष-समय को इस प्रकार विकृत कर देती है कि कणों के मार्ग उन्हें उस द्रव्यमान की तरफ ले जाते हैं। ब्लैक होल के घटना क्षितिज पर यह विकृति इतनी शक्तिशाली हो जाती है कि बाहर जाने का कोई मार्ग बचता ही नहीं है। एक बार कोई कण घटना क्षितिज के अन्दर आ जाये, उसका ब्लैक होल के भीतर जाना अवश्यंभावी हो जाता है।
दूर खड़े एक दर्शक के लिए, ब्लैक होल के निकट की घडियाँ ज्यादा धीरे चलती प्रतीत होंगी। इस प्रभाव के कारण, दूर खड़ा दर्शक यह देखेगा कि ब्लैक होल में गिरने वाली कोई वस्तु उसके घटना क्षितिज के निकट आने पर धीमी हो जाती है, उस तक पहुँचने के लिए अनंत समय लेती हुई प्रतीत होती है। उसी समय इस वस्तु की सभी क्रियाएँ धीमी हो जाती हैं जिसके परिणाम स्वरूप निकलने वाला प्रकाश अधिक लाल और मद्धम प्रतीत होता है, इस प्रभाव को ग्रेविटेशनल रेड शिफ्ट कहा जाता है। अंत में, गिरने वाली वस्तु इतनी मद्धम हो जाती है कि दिखाई देना बंद हो जाती है, एक बिंदु पर घटना क्षितिज पर पहुँचने से ठीक पहले।
गैर-चक्रित ब्लैक होल के लिए स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या स्फेरिकल घटना क्षितिज को सीमा-मुक्त करती है। एक वस्तु की स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या द्रव्यमान के अनुपात में होती है। चक्रित ब्लैक होल में विकृत, नोन्स्फेरिकल घटना क्षितिज होता है। चूंकि घटना क्षितिज एक भौतिक सतह नहीं है बल्कि केवल एक गणितीय परिभाषित सीमा है, पदार्थ या विकिरण को ब्लैक होल में प्रवेश करने से रोकने वाला कुछ भी नहीं है, केवल बाहर निकलने से इनको रोका जाता है। ब्लैक होल के लिए सामान्य सापेक्षता द्वारा दिया गया वर्णन एक सन्निकटन है और ऐसी अपेक्षा की जाती है कि क्वांटम गुरुत्व प्रभाव घटना क्षितिज के निकट से महत्वपूर्ण हो जाते हैं। यह, ब्लैक होल के घटना क्षितिज के निकट पदार्थ के प्रेक्षण को, सामान्य सापेक्षता और उसके प्रस्तावित विस्तारों के अध्ययन को संभव बनाता है।
हालाँकि ब्लैक होल स्वयं उर्जा विकिरित नहीं करते हैं, घटना क्षितिज के ठीक बाहर से, हॉकिंग विकिरण के माध्यम से, विद्युत-चुम्बकीय विकिरण और पदार्थ कण विकीर्ण हो सकते हैं।
सिंग्युलेरिटी ब्लैक होल के केंद्र में होती है, जहाँ पदार्थ में दबने के कारण अनंत घनत्व हो जाता है, गुरुत्वाकर्षण खिंचाव अनंत शक्तिशाली होता है और अन्तरिक्ष-समय में अनंत विकृति होती है। इसका मतलब एक ब्लैक होल का द्रव्यमान शून्य वोल्यूम वाले एक क्षेत्र में पुर्णतः संकुचित हो जाता है। ब्लैक होल के केंद्र में इस शून्य-आयतन, अनंत रूप से सघन क्षेत्र को गुरुत्वीय सिंग्युलेरिटी कहा जाता है।
एक गैर-चक्रित ब्लैक होल की सिंग्युलेरिटी की लम्बाई, चौडाई और ऊँचाई शून्य होती है; एक चक्रित ब्लैक होल की सिंग्युलेरिटी छल्ले के आकार की होती है और रोटेशन के प्लेन में स्थित होती है। छल्ले में कोई मोटाई नहीं होती इसलिए कोई आयतन नहीं होता।
सामान्य सापेक्षता में सिंग्युलेरिटी की उपस्थिति को सामान्यतः सिद्धांत के लागू न होने का संकेत माना जाता है। हालाँकि यह अपेक्षित है; यह ऐसी परिस्थिति में घटित होता है जहाँ क्वांटम यांत्रिक प्रभावों को इनका वर्णन करना चाहिए था, अति उच्च घनत्व और कण सहभागिताओं के कारण। अब तक क्वांटम और गुरुत्व के प्रभाव का एक ही सिद्धांत में संयोजन करना संभव नहीं हो सका है। आम तौर पर उम्मीद की जाती है कि क्वांटम गुरुत्व के सिद्धांत में सिन्ग्युलेरिटी रहित ब्लैक होल होंगे।
फोटोन स्फीयर शून्य मोटाई वाली एक स्फेरिकल सीमा है जहाँ स्फीयर की स्पर्शरेखा में चलते हुए फोटोन एक गोल कक्षा में फंस जायेंगे। अनावर्ती ब्लैक होल के लिए, फोटोन स्फीयर की त्रिज्या स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या की 1.5 गुना होती है। ये कक्षाएं गतिशील रूप से अस्थिर हैं, इसलिए कोई भी छोटी सी गड़बडी भी समय के साथ बड़ी होती जायेगी और या तो उसे ब्लैक होल के परे फेंक देगी या घटना क्षितिज के भीतर धकेल देगी.
हालाँकि प्रकाश अभी भी फोटोन स्फीयर के अंदर से बच सकता है, कोई प्रकाश जो अन्दर की और जाती प्रक्षेपण पथ से फोटोन क्षेत्र को पार करती है उस पर ब्लैक होल का कब्जा हो जायेगा। इसलिए कोई भी प्रकाश जो फोटोन स्फीयर के अंदर से बाहर खड़े एक दर्शक तक पहुँचता है, निश्चित रूप से फोटोन स्फीयर के अदंर परंतु घटना क्षितिज के बाहर की किसी वस्तु द्वारा उत्सर्जित हुआ होगा।
न्यूट्रॉन तारों जैसी अन्य कॉम्पैक्ट वस्तुओं में भी फोटोन स्फीयर हो सकते हैं। यह तथ्य इस बात पर आधारित है कि एक वस्तु का गुरुत्व क्षेत्र उसके वास्तविक आकार पर निर्भर नहीं करता, इसलिए कोई वस्तु जो स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के 1.5 गुना से अधिक छोटी हो उस, वस्तु के द्रब्यमान से सम्बंधित एक फोटोन स्फीयर वास्तव में होगा।
चक्रित ब्लैक होल चारों तरफ से एर्गोस्फियर नमक एक अन्तरिक्ष-समय क्षेत्र से घिरा होता है जिसमें स्थिर खडा होना असंभव है। यह फ्रेम-ड्रेगिंग नामक एक प्रक्रिया का परिणाम है; सामान्य सापेक्षता की भविष्यवाणी है कि कोई भी चक्रित द्रब्यमान, स्वंयम को घेरे हुए अंतरिक्ष समय को थोड़ा खींचने की चेष्टा करेगा। चक्रित द्रब्यमान के पास की कोई भी वस्तु चक्र की दिशा में घूमना शुरू कर देगी। एक चक्रित ब्लैक होल के लिए घटना क्षितिज के पास इसका प्रभाव इतना मजबूत हो जाता है कि किसी वस्तु को स्थिर खड़े रहने मात्र के लिए इसके विपरीत दिशा में प्रकाश कि गति से भी तेज चलना होगा।
एक ब्लैक होल का एर्गोस्फियर निम्नलिखित से घिरा होता है:
एर्गोस्फियर के भीतर, अंतरिक्ष-समय प्रकाश से अधिक गति से खींचा जाता है-- सामान्य सापेक्षता में भौतिक वस्तुओं का प्रकाश से तेज गति से चलना वर्जित है, लेकिन अंतरिक्ष-समय क्षेत्रों को अनुमति देता है कि वे अन्य अंतरिक्ष-समय क्षेत्रों की तुलना में प्रकाश से तेज चल सकें।
वस्तुएं और विकिरण, केंद्र में गिरे बिना एर्गोस्फियर के भीतर कक्षा में रह सकती हैं। लेकिन वे मंडरा नहीं सकते, क्योंकि इसके लिए उन्हें स्वयं के अन्तरिक्ष-समय क्षेत्र की तुलना में पीछे की ओर प्रकाश से भी तेज चलने की आवश्यकता होगी, जो एक बाहरी दर्शक की तुलना में प्रकाश से तेज चल रहे हैं।
वस्तुएं और विकिरण भी एर्गोस्फियर से बच कर निकल सकते हैं। असल में पेनरोज़ प्रक्रिया भविष्यवाणी करती है कि वस्तुएं कभी कभी एगोस्फियर उड़ कर बाहर चली जाएँगी, इसके लिए उर्जा वे ब्लैक होल की कुछ ऊर्जा को "चुरा" कर प्राप्त करेंगी। अगर वस्तुओं के कुल द्रब्यमान का बड़ा भाग इस तरह बच निकलता है, ब्लैक होल की घूमने की गति और धीमी पड़ जायेगी और अंततः शायद घूमना बंद भी हो जाये |
ब्लैक होल की आकर्षक छवि के कारण यह सवाल उठना लाजिमी है कि क्या वास्तव में इस प्रकार की विचित्र वस्तुओं का अस्तित्व है, या ये आइंस्टीन समीकरणों के काल्पनिक समाधान मात्र है। आइंस्टाइन की स्वयं kr यह गलत धारणा थी कि ब्लैक होलों का निर्माण संभव नहीं है, क्योंकि उनका विश्वास था कि पतन की ओर अग्रसर कणों की कोणीय गति उनकी चाल को स्थिरता प्रदान करेगी। इसकी वजह से सामान्य सापेक्षता समुदाय कई वर्षों तक इसके विरोधी परिणामों को खारिज करता रहा।
लेकिन उनमें से कुछ इस विश्वास पर कायम रहे कि ब्लैक होल का अस्तित्व वास्तव में है, और 1960 के दशक के अंत तक वे अधिकांश शोधकर्ताओं को यह विश्वास दिलाने में सफल रहे कि घटना क्षितिज का निर्माण वाकई में संभव है।
एक बार एक घटना रोजर पेनरोज़ ने यह सिद्ध कर दिया कि उसके भीतर कहीं न कहीं सिन्ग्युलेरिटी का निर्माण अवश्य होगा। इसके कुछ ही समय पश्चात्, स्टीफेन हॉकिंग ने यह दर्शाया कि बिग बैंग के कई ब्रह्मांडीय समाधानों में सिन्ग्युलेरिटी का अस्तित्व है, स्केलर क्षेत्रों और अन्य विदेशी पदार्थों की अनुपस्थिति में । केर्र समाधान, नो-हेयर प्रमेय और ब्लैक होल ऊष्मप्रवैगिकी के नियमों ने दर्शाया कि ब्लैक होल के भौतिक लक्षण सरल हैं और आसानी से समझे जा सकते हैं, इन्हें शोध के सम्मानित विषयों का दर्जा मिल गया। ऐसा माना जाता है कि ब्लैक होलों के निर्माण की प्राथमिक प्रक्रिया तारों जैसी भारी वस्तुओं का गुरुत्त्वीय पतन रही होगी, लेकिन कई अन्य प्रक्रियाएं भी हैं जो ब्लैक होल के निर्माण की तरफ ले जा सकती हैं।
गुरुत्वीय पतन तब होता है जब एक वस्तु का आंतरिक दबाव उसके अपने गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने के लिए अपर्याप्त हो। तारों में यह आमतौर पर इसलिए होता है क्योंकि या तो तारों में अपने तापमान को बनाए रखने के लिए "ईंधन" अपर्याप्त है, या एक तारा जो स्थिर था उसे ढेर सारे अतिरिक्त पदार्थ मिले परंतु उसके क्रोड़ का तापमान नहीं बढा। दोनों स्थितियों में, तारे का तापमान स्वयं के वजन तले अपने पतन को रोक पाने के लिए अपर्याप्त साबित होगा ।
इस पतन को तारे के घटकों के आपजात्य दबाव द्वारा रोका जा सकता है, पदार्थ एक आकर्षक घनी अवस्था में संघनित हो जाता है। इसका परिणाम, एक प्रकार का कॉम्पैक्ट तारा. किस किस्म का कॉम्पैक्ट तारा बनेगा यह अवशेष के द्रब्यमान पर निर्भर करेगा - पतन के कारण हुए परिवर्तनों के बाद बचे हुए पदार्थों नें बाहरी सतहों को नेस्तनाबूद कर दिया है। नोट करें कि यह मूल तारे से काफी कम होगा- 5 से अधिक सौर द्रब्यमान वाले अवशेषों का उत्पादन ऐसे तारों से होता है जिनका द्रव्यमान पतन से पहले 20 से अधिक रहा होगा।
यदि अवशेष का द्रव्यमान ~ 3-4 सौर द्रब्यमान से अधिक हो-- क्योंकि मूल तारा या तो बहुत भारी था या अवशेष ने अतिरिक्त द्रब्यमान एकत्र कर लिया है)- न्यूट्रॉन का अपजात्य दबाव भी पतन को रोकने के लिए अपर्याप्त है। इसके बाद ऐसी कोई ज्ञात प्रक्रिया नहीं है जो इस पतन को रोक सके और वस्तु पतित हो कर ब्लैक होल में तब्दील हो जायेगी।
भारी तारों के इस गुरुत्वीय पतन को ही अधिकांश तारकीय द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के गठन के लिए जिम्मेदार माना जाता है।
गुरुत्वीय पतन के लिए बहुत अधिक घनत्व की आवश्यकता होती है। ब्रह्मांड के वर्तमान युग में यह उच्च घनत्व केवल तारों में ही मिलती है, लेकिन प्रारंभिक ब्रह्मांड में बिग बैंग के शीघ्र बाद घनत्व काफी अधिक हुआ करते थे, हो सकता है इसी ने ब्लैक होल के निर्माण को संभव बनाया हो। उच्च घनत्व अकेले एक ब्लैक होल के निर्माण के लिए पर्याप्त नहीं है क्योंकि द्रब्यमान का समान वितरण, द्रब्यमान को इकट्ठा होने की अनुमति नहीं देगा। इस घने माध्यम में प्राचीन ब्लैक होलों के गठन हेतु, प्रारंभिक घनत्वीय गड़बड़ियों का होना आवश्यक है जो बाद में स्वयं के गुरुत्त्व के प्रभाव में बढ़ सकें। प्रारंभिक ब्रह्मांड के विभिन्न मॉडलों में इन गड़बडियों के आकार के बारे में व्यापक मतभेद है। विभिन्न मॉडलों ने ब्लैक होल के निर्माण का पूर्वानुमान लगाया था, प्लैंक द्रव्यमान से लेकर सैकड़ों हजारों सौर द्रब्यामानों तक के। अतः आदिम ब्लैक होल किसी भी प्रकार के ब्लैक होल के निर्माण का कारण हो सकते हैं।
गुरुत्वीय पतन ही एकमात्र प्रक्रिया नहीं है जो ब्लैक होल का निर्माण कर सकती है। सिद्धांत रूप में, ब्लैक होल का निर्माण उच्च ऊर्जा टक्करों में भी संभव है जो पर्याप्त घनत्व पैदा करती हैं। हालाँकि, अभी तक, ऐसी किसी भी ऐसी कोई घटना को प्रत्यक्ष या परोक्ष रूप में, कण त्वरक प्रयोगों में द्रब्यमान संतुलन की कमी के रूप में नहीं पाया गया है। इसका अर्थ यह निकलता है कि ब्लैक होल के द्रव्यमान के लिए एक निचली सीमा होनी चाहिए। सिद्धांततः, इस सीमा को प्लैंक द्रव्यमान के आसपास होना चाहिए, जहाँ ऐसी अपेक्षा की जाती है कि क्वांटम प्रभाव सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को गलत साबित कर देंगे। इस कारण पृथ्वी या उसके आस पास ब्लैक होल के निर्माण की संभावना को बिलकुल नकारा जा सकता है। हालाँकि, क्वांटम गुरुत्व के कुछ विकास ऐसा दर्शाते हैं कि इस बंध की सीमा काफी नीचे हो सकती है। उदहारण के लिए, कुछ ब्रेनवर्ल्ड परिदृश्य प्लैंक द्रव्यमान को काफी नीचे रखते हैं, शायद 1 TeV/c2 इतना नीचे तक। यह, सूक्ष्म ब्लैक होल के निर्माण को उच्च उर्जा टक्करों या CERN के विशाल हैड्रन कोलाइडर में संभव कर सकता है। हालाँकि ये सारे सिद्धांत काफी काल्पनिक हैं और कई वैज्ञानिको का मत है कि इन प्रक्रियाओं में ब्लैक होल का निर्माण संभव नहीं है।
एक बार बनने के बाद ब्लैक होल, अतिरिक्त पदार्थों के अवशोषण द्वारा विकसित होना जारी रखता है। सारे ब्लैक होल अंतरतारकीय धूल और सर्वव्यापी विकिरण को लगातार अवशोषित करते रहेंगे, लेकिन इनमें से किसी भी प्रक्रिया का एक तारकीय ब्लैक होल के द्रव्यमान पर कोई खास प्रभाव नहीं पड़ता है। अधिक महत्वपूर्ण योगदान तब होते हैं जब एक ब्लैक होल का निर्माण एक द्विआधारी तारा प्रणाली में होती है। निर्माण के बाद ब्लैक होल अपने साथी से काफी मात्रा में पदार्थ अवशोषित कर सकता है।
अत्यधिक बड़े योगदान तब प्राप्त होते हैं जब एक ब्लैक होल का अन्य तारों या कॉम्पैक्ट वस्तुओं से विलय होता है। अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित अति विशालकाय ब्लैक होलों का निर्माण संभवतः कई छोटी वस्तुओं के विलय के द्वारा हुआ होगा। इसी प्रक्रिया को कुछ मध्यवर्ती द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के निर्माण के लिए भी प्रस्तावित किया गया है।
जैसे जैसे एक वस्तु घटना क्षितिज की तरफ बढती है, क्षितिज फूलना आरंभ कर देता है और लपक कर उसको निगल लेता है। इसके शीघ्र बाद त्रिज्या का विस्तार पूरे होल में समान रूप से वितरित हो जाता है।
1974 में, स्टीफन हॉकिंग ने दिखाया कि ब्लैक होल पूरी तरह से काले नहीं हैं, बल्कि ये थोड़ी मात्रा में तापीय विकिरण भी निकालते हैं। उन्हें यह परिणाम मिला एक स्थिर ब्लैक होल पृष्ठभूमि में प्रमात्रा क्षेत्र सिद्धांत का प्रयोग करके। उनके समीकरणों का परिणाम यह है कि एक ब्लैक होल को कणों को एक आदर्श ब्लैक बॉडी स्पेक्ट्रम में छोड़ना चाहिए। यह प्रभाव हॉकिंग विकिरण के रूप में जाना गया। हॉकिंग परिणाम के बाद से, कईयों नें विभिन्न तरीकों के माध्यम से इस प्रभाव को सत्यापित किया है। यदि ब्लैक होल विकिरण का यह सिद्धांत सही है, तो ऐसी अपेक्षा की जाती है कि ब्लैक होल विकिरण के तापीय किरणपुंज को निकालेंगे और इससे द्रब्यमान का क्षय होगा, क्योंकि सापेक्षता सिद्धांत के अनुसार द्रब्यमान उच्च संघनित ऊर्जा मात्र है . समय के साथ ब्लैक होल सिकुड़ कर हवा में उड़ जायेंगे। इस किरणपुंज का तापमान ब्लैक होल के सतही गुरुत्वाकर्षणके आनुपातिक रहता है, जो बदले में द्रव्यमान के लिए विपरीत रूप में अनुपातिक रहता है। इसलिए बड़े ब्लैक होल छोटे ब्लैक होल से कम विकिरण छोड़ते हैं।
5 सौर द्रब्यमान वाले एक तारकीय ब्लैक होल का हॉकिंग तापमान करीब 12 नानोकेल्विंस होता है। यह अन्तरिक्षीय सूक्ष्म-तरंग पृष्ठभूमि द्वारा उत्पादित 2.7K से काफी कम है। तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल हॉकिंग विकिरण के माध्यम से जितना द्रब्यमान छोड़ते हैं उससे अधिक द्रव्यमान वे कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि से प्राप्त कर लेते हैं, अतः वे सिकुड़ने की बजाय फैलते जाते हैं। 2.7 K से अधिक हॉकिंग तापमान प्राप्त करने के लिए, एक ब्लैक होल को चंद्रमा से भी हल्का होना पड़ेगा ।
दूसरी तरफ यदि एक ब्लैक होल बहुत छोटा है, उम्मीद की जाती है कि उसका विकिरण का प्रभाव बहुत शक्तिशाली हो जायेगा। एक ब्लैक होल जो मनुष्यों की तुलना में भी भारी है, क्षण में लुप्त हो जायेगा। एक कार के वजन वाला ब्लैक होल को वाष्पित होने के लिए मात्र एक नैनोसैकंड का समय ही लगेगा, इस दौरान कुछ क्षणों के लिए इसकी चमक सूर्य से 200 गुना से भी अधिक हो जायेगी। हल्के ब्लैक होल से उम्मीद की जाती है कि वे और भी तेजी से वाष्पित हो जायेंगे, उदाहरण के लिए 1 TeV/c 2 द्रब्यमान वाला एक ब्लैक होल पूरी तरह लुप्त होने में 10−88 सेकंड से भी कम समय लगाएगा। बेशक, इतने छोटे ब्लैक होल के लिए क्वांटम गुरुत्व प्रभाव से एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाने की उम्मीद की जाती है और यहाँ तक कि – हालाँकि क्वांटम गुरुत्व में हुए हाल के विकास इस ओर कोई संकेत नहीं करते हैं – परिकाल्पनिक तौर पर ऐसे छोटे ब्लैक होल स्थिर होंगे।
अधिकांश अभिवृद्धि डिस्क तथा गैस जेट की मौजूदगी तारकीय द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की उपस्थिति का स्पष्ट सबूत नहीं है, क्योंकि न्यूट्राॅन तारे और सफेद बौनों जैसी अन्य अधिक द्रब्यमान वाली और अति घनी वस्तुएं अभिवृद्धि डिस्कों और गैस धाराओं के निर्माण का कारण हो सकती हैं और उनका व्यवहार वैसा ही होता है जैसा ब्लैक होल के इर्दगिर्द होता है। लेकिन वे अक्सर खगोलविदों की यह बतलाकर मदद कर सकती हैं कि किस जगह ब्लैक होल की तलाश फलदायी सिद्ध हो सकती है।
मगर दूसरी तरफ, अति विशाल अभिवृद्धि डिस्क और गैस धाराएं अत्यधिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की उपस्थिति का अच्छा सबूत हो सकती हैं, क्योंकि जहाँ तक हम जानते हैं केवल एक ब्लैक होल ही इन घटनाओं की उत्पत्ति का कारण हो सकता है।
स्थिर एक्स-रे और गामा किरण उत्सर्जन भी किसी ब्लैक होल की मौजूदगी साबित नहीं करते हैं, लेकिन खगोलविदों को यह बता सकते हैं कि कहाँ खोज करना फलदायी होगा- और इनकी ये खूबी होती है कि वे काफी आसानी से नाब्युलाई और गैस के बादलों से निकल पाते हैं।
लेकिन शक्तिशाली, अनियमित एक्स-रे, गामा किरणें और अन्य विद्युत-चुम्बकीय विकिरण यह साबित करने में मदद कर सकते हैं कि वह विशाल, अति घनी वस्तु एक ब्लैक होल नहीं है, ताकि "ब्लैक होल आखेटक" किसी अन्य वस्तु की तरफ ध्यान केन्द्रित कर सकें। न्यूट्रॉन तारों और अन्य अति सघन तारों पर सतहें होती हैं और पदार्थों का प्रकाश की गति के एक उच्च प्रतिशत पर सतह के साथ टकराव, अनियमित अंतरालों पर विकिरण की गहन लपटों का उत्सर्जन करता है। ब्लैक होल में कोई ठोस सतह नहीं होती है, इसलिए किसी अत्यधिक द्रब्यमान वाली अति सघन वस्तु के इर्दगिर्द अनियमित अंतराल पर विकिरण की गहन लपटों का अभाव, यह दर्शाता है कि वहाँ एक ब्लैक होल के मिलने की अच्छी संभावना हो सकती है।
गहन परन्तु एक ही बार गामा किरण का निकलना किसी "नए" ब्लैक होल के जन्म का संकेत हो सकता है, क्योंकि खगोल-भौतिकविदों का विचार है कि GRBs का कारण या तो किसी विशाल तारे का गुरुत्वीय पतन है अथवा न्यूट्रॉन तारों के बीच टकराव, और इन दोनों घटनाओं में ब्लैक होल का सृजन करने हेतु पर्याप्त द्रब्यमान और दबाव शामिल होता है। लेकिन ऐसा प्रतीत होता है कि एक न्यूट्रॉन तारे और एक ब्लैक होल के बीच का टकराव भी एक GRB पैदा कर सकता है, इसलिए एक GRB सबूत नहीं है कि एक "नए" ब्लैक होल का गठन हुआ है। सभी ज्ञात GRB हमारी अपनी आकाशगंगा के बाहर से आते हैं और अधिकांश अरबों प्रकाश वर्षों की दूर से आते हैं इसलिए इनसे जुड़े ब्लैक होल वास्तव में अरबों वर्ष पुराने हैं।
कुछ अन्तरिक्ष-भौतिकविदों का विश्वास है कि कुछ अति चमकीले एक्स-रे स्रोत मध्यवर्ती-द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के अभिवृद्धि डिस्क हो सकते हैं।
ऐसा माना जाता है कि कासार अत्यधिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की अभिवृद्धि डिस्क हैं, क्योंकि अब तक ज्ञात कोई भी वस्तु इतनी शक्तिशाली नहीं है जो इतना शक्तिशाली उत्सर्ज़न कर सके। क़सार पूरे विद्युत-चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में शक्तिशाली उत्सर्जन उत्पन्न करते हैं, जिसमें शामिल हैं यूवी, एक्स-रे और गामा-किरण और अपनी उच्च चमक के कारण ये काफी दूरी से भी दिखाई देते हैं। 5 से 25 प्रतिशत के बीच कासार "रेडियो लाउड" होते हैं, यह संज्ञा इनके शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन के कारण है।
एक गुरुत्वीय लेंस का निर्माण तब होता है जब किसी बहुत दूर स्थित उज्ज्वल स्रोत से आती हुई प्रकाश की किरणें किसी विशालकाय वस्तु के आसपास "मुड़" जाती हैं, दर्शक और स्रोत वस्तु के बीच. इस प्रक्रिया को गुरुत्वीय लेंसिंग के रूप में जाना जाता है और यह सामान्य सापेक्षता सिद्धांत की भविष्यवाणियों में से एक है। इस सिद्धांत के अनुसार, द्रब्यमान गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों को बनाने के लिए अंतरिक्ष-समय को "समेटे" रहता है और इसलिए परिणामस्वरूप प्रकाश को मोड़ देता है।
लेंस के पीछे के स्रोत की छवि एक पर्यवेक्षक को कई छवियों के रूप में दिखाई पड़ सकती है। यदि स्रोत, भारी लेंसिंग वस्तु और पर्यवेक्षक एक सीधी रेखा में हों, स्रोत भारी वस्तु के पीछे एक छल्ले के रूप में दिखाई देगा।
गुरुत्वीय लेंसिंग ब्लैक होल के अलावा अन्य वस्तुओं के कारण भी हो सकता है, क्योंकि कोई भी अति शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र प्रकाश किरणों को मोड़ने की क्षमता रखता है। इन बहु छवियों वाले प्रभावों में से कुछ, संभवतः सुदूर स्थित आकाशगंगाओं के कारण निर्मित होते हैं।
ब्लैक होल की परिक्रमा करती वस्तुएं, केंद्रीय वस्तु के आसपास के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अन्वेषण करती रहती हैं। 1970 के दशक में खोजा गया, एक पुराना उदाहरण है, एक प्रसिद्ध एक्सरे स्रोत सिग्नस X-1 के लिए जिम्मेदार कल्पित ब्लैक होल के इर्द-गिर्द परिक्रमा करती अभिवृद्धि डिस्क। हालाँकि स्वयं पदार्थ को तो सीधे तौर पर नहीं देखा जा सकता, एक्सरे की टिमटिमाहट मिली सेकंडों में जारी रहती है, जैसा कि लगभग दस सौर द्रब्यमान वाले एक ब्लैक होल के चारों ओर परिक्रमा करने वाले किसी गर्म पिंड रूपी पदार्थ से अभिवृद्धि से ठीक पहले उम्मीद की जाती है। एक्सरे स्पेक्ट्रम उस विशिष्ट आकार को दर्शाता है जिसकी अपेक्षा उस डिस्क से की जाती है जिसमें और्बिटिंग रिलेटीविस्टिक पदार्थ हों, एक लौह रेखा के साथ और जिसे ~6.4 KeV पर उत्सर्जित किया गया हो, तथा लाल और नीले की तरफ चौड़ा किया गया हो।
एक अन्य उदाहरण है S2 तारा जिसे आकाशगंगीय केंद्र की परिक्रमा करते देखा जाता है। यह तारा ~ 3.5 × 106 सौर द्रब्यमान वाले ब्लैक होल से कई प्रकाश घंटों की दूरी पर है, इसलिए इसकी परिक्रमण गति को अंकित किया जा सकता है। पर्यवेक्षित कक्षा के केंद्र में कुछ भी दिखाई नहीं देता है, जैसा कि एक काली वस्तु से उम्मीद की जाती है।
अर्ध-आवधिक दोलन का इस्तमाल ब्लैक होल के द्रव्यमान का निर्धारण करने के लिए किया जा सकता है। यह तकनीक ब्लैक होल और उसके आसपास की डिस्कों के भीतरी भाग के बीच के संबंध का उपयोग करती है, जहां गैस घटना क्षितिज तक पहुँचने से पहले भीतर की ओर घुमावदार रूप में आती रहती है। जैसे ही गैस का पतन भीतर की ओर होता है, यह एक्सरे विकिरण प्रसारित करता है जिसकी तीव्रता एक निश्चित क्रम से कम-ज्यादा होती रहती है और जो एक नियमित अंतराल पर खुद को दोहराता रहता है। यह संकेतक अर्ध-आवधिक दोलन या QPO कहलाता है। एक QPO की आवृत्ति ब्लैक होल के द्रव्यमान पर निर्भर करती है; छोटे ब्लैक होल में घटना क्षितिज निकट ही स्थित होता है, इसलिए QPO की आवृत्ति उच्च होती है। अधिक द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के लिए, घटना क्षितिज काफी आगे बाहर की ओर होता है, इसलिए QPO आवृत्ति कम होती है।
अब यह व्यापक रूप से स्वीकार किया जाता है कि प्रत्येक आकाशगंगा के, या लगभग प्रत्येक, केंद्र में एक अति विशालकाय ब्लैक होल होता है। इस ब्लैक होल के द्रव्यमान और मेजबान आकाशगंगा के उभार के बीच जो नजदीकी सहसंबंध है, वह यह दर्शाता है कि आकाशगंगा और ब्लैक होल के निर्माण के बीच काफी गहरा सम्बंध है।
दशकों तक, खगोलविदों ने "सक्रिय आकाशगंगा" शब्द का इस्तेमाल ऐसी आकाशगंगाओं का वर्णन करने के लिए किया जिनमें असामान्य विशेषताएं होती थी, जैसे कि असामान्य वर्णक्रमीय रेखा उत्सर्जन और अति शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन। हालांकि, सैद्धांतिक और पर्यवेक्षणीय अध्ययन दिखाते हैं कि इन आकाशगंगाओं के सक्रिय गांगेय नाभिक में अति विशालकाय ब्लैक होल हो सकते हैं। इन AGN के मॉडलों में एक केंद्रीय ब्लैक होल होता है जो कि सूरज से लाखों या अरबों गुना अधिक भारी हो सकता है; एक गैस और धूल की डिस्क जिसे अभिवृद्धि डिस्क कहते हैं; और दो धाराएं जो अभिवृद्धि डिस्क के लंबवत होती हैं।
हालाँकि, उम्मीद की जाती है कि अति विशालकाय ब्लैक होल लगभग सभी AGN में पाए जायेंगे, सिर्फ कुछ ही आकाशगंगाओं के नाभिकों का ध्यान पूर्वक अध्ययन किया गया है इस प्रयास में कि केंद्रस्थ अति विशालकाय ब्लैक होल उम्मीदवारों की पहचान और वास्तविक द्रव्यमान की माप, दोनों की जा सके। ऐसी कुछ उल्लेखनीय आकाशगंगाओं के उदाहरण हैं, एन्द्रोमेदा आकाशगंगा, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, और सोम्ब्रेरो आकाशगंगा.
खगोलविदों का विश्वास है कि हमारी अपनी आकाशगंगा के केंद्र में एक अति विशालकाय ब्लैक होल स्थित है, सेजिटेरियस A* नामक क्षेत्र में, क्योंकि:
2002 में, हब्बल अन्तरिक्षीय दूरबीन ने जो अवलोकन प्रस्तुत किया वे संकेत करते हैं कि M15 और G1 नामक गोलाकार समूहों में मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के होने की संभावना है। यह व्याख्या गोलाकार समूहों में तारों के कक्षा के आकार और अवधी पर आधारित है। लेकिन हब्बल सबूत निर्णायक नहीं है, क्योंकि न्यूट्रॉन तारों का एक समूह इस तरह के अवलोकनों का कारण हो सकता है। हाल की खोजों तक, कई खगोलविद सोचते थे कि गोलाकार समूहों में जटिल गुरुत्वाकर्षण अन्तः-क्रियायें नए बने ब्लैक होलों को निष्कासित कर देंगी।
नवंबर 2004 में, खगोलविदों की एक टीम ने हमारी आकाशगंगा के प्रथम और पूर्णतः सत्यापित मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की खोज की सूचना दी, जो सेजिटेरिअस A* से 3 प्रकाश वर्ष दूर परिक्रमा कर रहा है। 1300 सौर द्रव्यमान वाला यह ब्लैक होल सात तारों के एक समूह के बीच में है, संभवतः यह एक विशाल तारा समूह का अवशेष है जो आकाश गंगा के केंद्र से छिटक गया है। यह अवलोकन इस बात की पुष्टि करता है कि अति विशालकाय ब्लैक होल आसपास के छोटे ब्लैक होलों और तारों के अवशोषण द्वारा अपनी वृद्धि करते है।
जनवरी 2007 में, यूनाइटेड किंगडम के साउथेम्प्टन विश्वविद्यालय में शोधकर्ताओं ने एक ब्लैक होल की खोज की सूचना दी, यह संभवतः 10 सौर द्रव्यमानों वाल था और NGC 4472 नामक एक आकाशगंगा में स्थित था, लगभग 5.5 करोड़ प्रकाश वषों की दूरी पर।
हमारी आकाशगंगा में कई संभावित तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल शामिल हैं, जो सैगिटेरिअस A* क्षेत्र के अति विशालकाय ब्लैक होल की तुलना में हमसे अधिक नजदीक हैं। ये सभी उम्मीदवार एक्स-रे द्विआधारी प्रणालियों के सदस्य हैं जिसमें अधिक घनी वस्तु अपने साथी से एक अभिवृद्धि डिस्क के माध्यम से पदार्थों को अपनी ओर खींचती है। इन जोड़ों में ब्लैक होल तीन से लेकर एक दर्ज़न से ज्यादा सौर द्रव्यमानों के हो सकते हैं। अब तक अवलोकित तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होलों में दूरतम, मेसिए 33 आकाशगंगा में स्थित द्विआधारी प्रणाली का सदस्य है।
सिद्धांततः एक ब्लैक होल के लिए कोई न्यूनतम आकार तय नहीं है। एक बार इनकी रचना हो जाने पर, इनमें ब्लैक होल के गुण आ जाते हैं। स्टीफन हॉकिंग ने प्रतिपादित किया कि अतिप्राराम्भिक ब्लैक होल वाष्पित हो कर और भी सूक्ष्म हो सकते हैं, अर्थात सूक्ष्म ब्लैक होल। वाष्पित होते अतिप्रराम्भिक ब्लैक होल की खोज हेतु फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप को प्रस्तावित किया जा रहा है, जिसका प्रक्षेपण 11 जून 2008 को किया गया था। हालाँकि, अगर सूक्ष्म ब्लैक होल का निर्माण दूसरे तरीकों से हो सकता है, जैसे कि अन्तरिक्षीय किरण के प्रभाव से या कोलाइडर्स में, इसका मतलब यह नहीं है कि उन्हें निश्चित रूप से वाष्पित हो जाना चाहिए।
धरती पर कण त्वरकों में ब्लैक होल के अनुरूपों का निर्माण होने की सूचना है। ये ब्लैक होल अनुरूप गुरुत्वीय ब्लैक होल के समान नहीं होते हैं, लेकिन गुरुत्व प्रमात्रा सिद्धांतों की जांच के लिए ये महत्वपूर्ण हैं।
वे मजबूत नाभिकीय शक्ति के सिद्धांत के अनुरूप होने की वजह से ब्लैक होल की तरह व्यवहार करते हैं, जिनका गुरुत्वाकर्षण और गुरुत्वाकर्षण के प्रमात्रा सिद्धांत से कोई लेना देना नहीं है। वे समान हैं क्योंकि दोनों स्ट्रिंग सिद्धांत द्वारा वर्णित किये जाते हैं। अतः क्वार्क ग्लुओं प्लाज्मा में आग के गोले के गठन और विघटन की व्याख्या ब्लैक होल की भाषा में की जा सकती है। रिलेतिविस्तिक हैवी आयन कोलाइडर में आग का गोला परिघटना ब्लैक होल के काफी निकट का अनुरूप है और इस अनुरूप का उपयोग करके इसके कई भौतिक गुणों की भविष्यवाणी सही ढंग की जा सकती है। आग का गोला, हालाँकि, एक गुरुत्वीय वस्तु नहीं है। वर्तमान में यह ज्ञात नहीं है कि क्या और अधिक ऊर्जावान लार्ज हैड्रन कोलाइडर आशा के अनुरूप बड़े अतिरिक्त आयाम वाले सूक्ष्म ब्लैक होल के उत्पादन में सक्षम होगा, जैसा कि कई शोधकर्ताओं द्वारा सुझाया गया है। अधिक गहराई से चर्चा के लिए देखें: लार्ज हैड्रन कोलाइडर में कण टकराव की सुरक्षा।
सामान्य सापेक्षता में ऐसे विन्यास की संभावना का वर्णन किया गया है जिसमें दो ब्लैक होल एक दूसरे से जुड़े हुए हैं। इस तरह के विन्यास को आमतौर पर एक वर्महोल कहा जाता है। वर्महोलों ने कल्पित विज्ञान कथाओं के लेखकों को प्रेरित किया है क्योंकि वे अति लम्बी दूरी की यात्राओं को शीघ्रता से तय करने का साधन प्रदान करते हैं, टाइम ट्रेवल भी। व्यवहार में, खगोल भौतिकी में ऐसे विन्यास लगभग असंभव सी बात हैं, क्योंकि कोई भी ज्ञात प्रक्रिया इन वस्तुओं के निर्माण की अनुमति देती प्रतीत नहीं होती है।
1971 में, स्टीफन हॉकिंग ने दिखाया कि पारंपरिक ब्लैक होल के किसी भी संग्रह के घटना क्षितिज के कुल क्षेत्र को कम नहीं किया जा सकता है, भले ही वे आपस में टकरा कर एक दूसरे को निगल लें, अर्थात विलय हो जाए। यह उल्लेखनीय रूप से ऊष्मप्रवैगिकी के द्वितीय नियम के समान है, जहाँ क्षेत्र एंट्रोपी की भूमिका अदा करता है। ऐसा माना जाता था कि शून्य तापमान होने की वजह से ब्लैक होल की एंट्रोपी शून्य होगी। यदि ऐसा होता तो एंट्रोपी-कृत पदार्थ के ब्लैक होल में प्रवेश से ऊष्मप्रवैगिकी के दूसरे नियम का उल्लंघन होता था, परिणामस्वरूप ब्रह्मांड की कुल एंट्रोपी में कमी आनी चाहिए थी। इसलिए, जेकब बेकेंस्तें ने प्रस्ताव रखा कि एक ब्लैक होल की एक एंट्रोपी चाहिए और इसे घटना क्षितिज का अनुपातिक होना चाहिए। चूंकि ब्लैक होल पारंपरिक रूप से विकिरण नहीं छोड़ते है, ऊष्मप्रवैगिकी दृष्टिकोण एक अनुरूप मात्र प्रतीत होता है, क्योंकि शून्य तापमान का अर्थ है ऊष्मा के किसी भी योग से एंट्रोपी में अनंत परिवर्तनों का होना, जिसका अर्थ है अनंत एंट्रोपी। हालाँकि, 1974 में, हॉकिंग ने घटना क्षितिज के पास प्रमात्रा क्षेत्र सिद्धांत को वक्रित अंतरिक्ष-समय पर लागू किया और पाया कि ब्लैक होल हॉकिंग विकिरण छोड़ते हैं, जो एक तरह का तापीय विकिरण है और उनरू प्रभाव से सम्बद्ध है, जिसका अर्थ यह निकला कि उनमें एक साकारात्मक तापमान निहित है। इसने ब्लैक होल गतिशीलता और ऊष्मप्रवैगिकी के बीच के अनुरूपण को बल प्रदान किया: ब्लैक होल यांत्रिकी के पहले नियम का उपयोग करते हुए, यह निष्कर्ष निकला जा सकता है कि एक गैर-चक्रित ब्लैक होल की एंट्रोपी उसके घटना क्षितिज के क्षेत्र की एक चौथाई होगी। यह एक सार्वभौमिक परिणाम है और इसे सम्पूर्ण ब्रह्मांडीय क्षितिज पर लागू किया जा सकता है, जैसे की डी सिट्टर अंतरिक्ष क्षेत्र में। बाद में यह सुझाव आया कि एक ब्लैक होल अधिकतम एंट्रोपी वाली वस्तु है, अर्थात अंतरिक्ष के किसी एक क्षेत्र की अधिकतम संभव एंट्रोपी उस क्षेत्र में समा सकने वाले सबसे बड़े ब्लैक होल की एंट्रोपी होगी। इसकी वजह से होलोग्राफिक सिद्धांत की उत्पत्ति हुई।
हॉकिंग विकिरण ब्लैक होल के विशिष्ट तापमान को दर्शाता है, जिसकी गणना उसकी एंट्रोपी से की जा सकती है। तापमान जितना गिरेगा, ब्लैक होल उतना ही विशाल होता जायेगा: जितनी अधिक उर्जा अवशोषित करेगा, उतना ही अधिक अधिक ठंड़ा होता जायेगा। बुध ग्रह के लगभग द्रव्यमान वाले ब्लैक होल में आकाशीय सूक्ष्म-तरंग विकिरण के संतुलन में तापमान होता है । इससे अधिक भारी होने पर, एक ब्लैक होल पृष्ठभूमि विकिरण से अधिक ठंडा हो जाएगा और यह हॉकिंग विकिरण के माध्यम से उत्सर्जित उर्जा की तुलना में, पृष्ठभूमि से ज्यादा तेजी से उर्जा प्राप्त करेगा, इससे भी अधिक ठंडा हो जायेगा। हालाँकि, एक कम भारी ब्लैक होल में यह प्रभाव यह दर्शायेगा कि ब्लैक होल का द्रव्यमान समय के साथ धीरे धीरे वाष्पित हो कर उड़ जायेगा, जबकि ब्लैक होल ऐसा करते हुए और अधिक गरम होता जायेगा। हालाँकि ये प्रभाव उन ब्लैक होल के लिए नगण्य हैं जो अन्तरिक्षीय रूप से गठित होने के लिए पर्याप्त रूप से भारी हैं, वे काल्पनिक छोटे ब्लैक होल के लिए बड़ी तेजी से महत्वपूर्ण हो जायेंगे, जहाँ प्रमात्रा-यांत्रिक प्रभाव हावी हों। वास्तव में, छोटे ब्लैक होल संभवतः द्रुत गति से वाष्पित होंगे और अंततः विकिरण के एक विस्फोट के साथ लुप्त हो जायेंगे।
हालांकि सामान्य सापेक्षता का उपयोग किसी ब्लैक होल की एंट्रोपी की गणना हेतु किया जा सकता है, यह स्थिति सिद्धांततः संतुष्टि देने वाला नहीं है। सांख्यिकीय यांत्रिकी में, एंट्रोपी का अर्थ एक प्रणाली की सूक्ष्म विन्यास की संख्या की गणना के रूप में समझा जाता है जिनमें समान सूक्ष्म गुण हो । लेकिन एक प्रमात्रा गुरुत्व के संतोषजनक सिद्धांत के बिना, ब्लैक होल के लिए इस प्रकार की गणना करना संभव नहीं है। हालाँकि, स्ट्रिंग सिद्धांत द्वारा थोडी आशा जगाई गयी है, जिसके अनुसार ब्लैक होल की स्वतंत्रता की सूक्ष्म मात्रा D-ब्रेन्स है। प्रदान किये गये चार्ज और ऊर्जा द्वारा डी-ब्रांस की अवस्थाओं की गणना करके, कुछ ख़ास अति सममित ब्लैक होल के उत्क्रम माप को प्राप्त किया जा सकता है। इन गणनाओं की वैधता के क्षेत्र को विस्तृत करना, अनुसंधानों के लिए एक जारी कार्य क्षेत्र है।
तथाकथित जानकारी लोप विरोधाभास, या ब्लैक होल केन्द्रीकरण विरोधाभास, मौलिक भौतिकी में एक खुला प्रश्न है। पारंपरिक रूप से, भौतिक विज्ञान के नियम समान ही रहेंगे, आगे की तरफ बढ़ें या पीछे जाएँ । अर्थात, यदि ब्रह्मांड के प्रत्येक कण की स्थिति और वेग की माप की जाये, तो हम इच्छानुसार अतीत के ब्रह्मांड के इतिहास की खोज के लिए पीछे की तरफ काम कर सकते हैं। लूविल प्रमेय फेज़ स्पेस वोल्यूम के संरक्षण का वर्णन करता है, जिसे "जानकारी के संरक्षण" के रूप में समझा जा सकता है, इसलिए स्थापित भौतिकी में भी कुछ समस्या अवश्य है। क्वांटम यांत्रिकी में, यह केन्द्रीकरण नामक एक महत्वपूर्ण गुण के साथ मेल खाती है, जिसका संबंध प्रायिकता के संरक्षण के साथ है ।
हालाँकि, ब्लैक होल इस नियम का उल्लंघन कर सकते हैं। स्थापित सामान्य सापेक्षता के अंतर्गत यह स्थिति सूक्ष्म किन्तु स्पष्ट है: स्थापित नो-हेयर प्रमेय के कारण, यह कभी निर्धारित नहीं किया जा सकता कि ब्लैक होल के अंदर क्या गया? हालाँकि, बाहर से देखने पर, जानकारी वास्तव में कभी नष्ट नहीं होती है, क्योंकि ब्लैक होल में गिरते हुए पदार्थ को घटना क्षितिज तक पहुँचने में अनंत समय लगता है।
इस बात पर जोर देना आवश्यक है कि सामान्य सापेक्षता के समीकरण असल में टी-समरूपता का पालन करते हैं और यह तथ्य कि उपरोक्त तर्क सामान्य सापेक्षता के एप्लीकेशन से ही आता है, हमें थोड़ा सतर्क हो जाना चाहिए। यह इस तथ्य की वजह से है कि टाइम-सिमेट्रिक सिद्धांत द्वारा टाइम-रिवर्सल-एसिमेट्रिक निष्कर्ष तक पहुँचाना संभव नहीं है, जो इस मामले में सामान्य सापेक्षता है। रिन्द्लर निर्देशांक, जो एक बाहरी दर्शक के लिए घटना क्षितिज के निकट लागू होते हैं, टी-सममित हैं अतः "अपरिवर्तनीय" प्रक्रिया जैसी किसी चीज के अस्तित्व को नकारा जा सकता है। यह संभव है कि "विरोधाभास" टाइम-सममित सिद्धांत पर टाइम-असममित सीमा को लागू करने का परिणाम है, यह इसको लोश्मित विरोधाभास का एक प्रकार बनता है।
दूसरी ओर, प्रमात्रा गुरुत्व के बारे में विचार, यह सुझाव देते हैं कि वहां केवल एक सीमित परिमित उत्क्रम माप हो सकती है जो क्षितिज के पास के अंतरिक्ष से संबंधित होगी: लेकिन क्षितिज के उत्क्रम माप में परिवर्तन और हॉकिंग विकिरण का उत्क्रम माप सर्वथा पर्याप्त होता है उन पदार्थ और ऊर्जा के सभी उत्क्रम मापों को अपने में समाहित करने के लिए जो ब्लैक होल में गिर रहें हों।
हालाँकि कई भौतिकीविदों की यह चिंता है कि यह अभी भी ठीक प्रकार से समझा नहीं जा सका है। खास कर, एक प्रमात्रा स्तर पर, हॉकिंग विकिरण की प्रमात्रा अवस्था निर्धारित होती है केवल इस बात से कि ब्लैक होल में पूर्व में क्या गिर चुका है; और इतिहास कि ब्लैक होल में क्या गिरा था एकमात्र निर्धारित होती है ब्लैक होल और विकिरण के प्रमात्रा अवस्था द्वारा। यही नियतत्ववाद और केन्द्रीकरण की आवश्यकता होगी।
लंबे समय तक स्टीफन हॉकिंग ने इस विचार का बिरोध किया, अपनी मूल 1975 की स्थिति पर वे अड़े रहे कि हॉकिंग विकिरण पूरी तरह से तापीय है इसलिए पूर्णतया अव्यवस्थित है, ब्लैक होल द्वारा पूर्व में निगले गए पदार्थों की कोई भी जानकारी मौजूद नहीं रहती है; उन्होनें तर्क दिया कि इस जानकारी का लोप हो चुका है। हालाँकि, 21 जुलाई 2004 में, उन्होंने नया तर्क प्रस्तुत किया, अपने पिछले तर्क के विपरीत। इस नई गणना में, ब्लैक होल से सम्बंधित उत्क्रम माप निकलकर हॉकिंग विकिरण में ही जाता है। हालाँकि, इसे सिद्धांत में समझ पाना भी मुश्किल है, जब तक ब्लैक होल अपना वाष्पीकरण पूरा न कर ले। तब तक हॉकिंग विकिरण की जानकारी और व्यवस्था की प्रारंभिक अवस्था में 1:1 तरीके से संबद्ध स्थापित करना असंभव है। एक बार जब ब्लैक होल पूरी तरह वाष्पित हो जाये, उनकी पहचान की जा सकती है और उनमें हुआ केन्द्रीकरण संरक्षित रहता है।
जिस समय हॉकिंग ने अपनी गणना पूरी की, यह AdS/ CFT संबंध के द्वारा काफी स्पष्ट हो चुका था कि ब्लैक होल का क्षय एकात्मक तरीके से होता है। क्योंकि गेज सिद्धांतों में आग के गोले, जो हॉकिंग विकिरण के अनुरूप हैं, निश्चित रूप से एकात्मक हैं। हॉकिंग की नई गणना का विशेषज्ञ वैज्ञानिक समुदाय द्वारा मूल्यांकन नहीं किया गया है, क्योंकि उनके उपयोग किये तरीके अनजाने और संदिग्ध अनुरूपता वाले हैं। लेकिन खुद हॉकिंग ने इसपर पर्याप्त विश्वास जताते हुए 1997 में कैलटेक भौतिकविद् जॉन प्रेस्किल्ल के साथ लगाई गयी शर्त के लिए भुगतान किया, जिसमें मीडिया को काफी रुचि रही थी।
लेओनार्ड सस्किंड और नोबेल पुरस्कार विजेता जेरार्ड टी हूफ्ट ने यह सुझाव दिया है कि ब्लैक होल के चारों और के त्रिआयामी अन्तरिक्ष को घटना क्षितिज के एक द्विआयामी व्यवहार द्वारा पूर्ण रूप से वर्णित किया जा सकता है। वे इसपर विश्वास करते हैं क्योंकि यह ब्लैक होल जानकारी-लोप विरोधाभास का समाधान कर सकता है। इस विचार को स्ट्रिंग सिद्धांत के अर्न्तगत सामायिक किया गया है, तथा होलोग्राफिक सिद्धांत के तौर पर जाना जाता है।