ブラックホールの熱力学
しかし、1995年にアンドリュー・ストロミンガーとカムラン・ヴァッファは、Dブレーンと弦双対性(英語版)を基にした方法を使い、弦理論における超対称性を持つ臨界ブラックホールの正確なベッケンシュタイン=ホーキング・エントロピーを計算したことによってこの状況は変化した。その後、他の臨界ブラックホールや近臨界ブラックホール(英語版) (near-extremal black hole) の多くのクラスのエントロピーに対して同様の計算が行われ、結果はいつもベッケンシュタイン=ホーキングの公式に一致した。しかし、臨界ブラックホールからは一番遠いと考えられるシュヴァルツシルト・ブラックホールに対しては、その巨視的状態と微視的状態との関係について、弦理論の観点から明らかになることが期待されている。様々な研究が進行中であるが、解明はされていない。
ループ量子重力理論 (LQG)では、微視的状態を幾何学的に解釈することが可能である。LQGでは、事象の地平面を量子幾何学的に解釈し、エントロピーの有限性と事象の地平線の面積の比例性を幾何学的に説明する。スピンフォーム(英語版)と呼ばれる量子論の共変的定式化から、エネルギーと面積(第一法則)の関係式やウンルー温度、ホーキングエントロピーの分布を導出できる。LQGにおける計算は力学的地平線(英語版)の考え方を用いて行われ、非臨界ブラックホールに対して計算される。LQGの観点から、ベッケンシュタイン=ホーキング・エントロピーの計算についても様々な議論がある。