原始ブラックホール
原始ブラックホールを検出したり、もしくは質量と存在量に制限を与えたりする方法には、ホーキング放射がある。1974年にスティーヴン・ホーキングが、多数の小さい原始ブラックホールが銀河系の銀河ハロー領域に存在している可能性があるという理論を提唱した。全てのブラックホールは理論的に、質量に反比例した割合でホーキング放射を行うと考えられている。この放射はブラックホールの質量をさらに減少させるため、非常に小さい質量を持つブラックホールは暴走的に蒸発し、最終段階では大規模な放射のバーストを発生させる。これは数百メガトンの爆発力をもたらす水素爆弾に匹敵する。
3太陽質量の一般的なブラックホールは、物質の降着がない場合でも蒸発するまでにおよそ 10 年を必要とするため、現在の宇宙の年齢の間にその質量を失うことはできない。しかし原始ブラックホールは恒星の核の崩壊によって形成されるものではないため、いかなる大きさにもなる可能性がある。
もし 10 – 10 kg の質量を持つ原始ブラックホールがダークマターと同程度の存在量であった場合、球状星団内にある中性子星はそれらのいくらかを捕獲し、その結果として中性子星の急速な破壊が発生する可能性がある。そのため球状星団内の中性子星の観測は、原始ブラックホールの存在量に制約を与えるのに利用できる。
一般相対性理論は最も小さい原始ブラックホールは現在は既に蒸発していることを予測するが、弦理論によって予言されるような余剰次元が存在する場合、重力の小さいスケールでの作用に影響が及び、「蒸発を大幅に遅くする」とされる。このことは、銀河系内に数千の原始ブラックホールが存在することを意味しうる。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡を用いた観測で、この理論の検証が可能であると考えられている。もしガンマ線バーストの特定の小さな干渉パターンが観測された場合、それは原始ブラックホールが存在する初の観測的な証拠となり、また弦理論の証拠ともなりうる。