ブラックホールは、事象の地平線を越えて飛び込む物質を再び外部へ逃がさずに全てを呑みこむ領域ですが、ホワイトホールは事象の地平線から物質を放出するものです。

加速度の符号は時間反転に対して保存されるため、どちらも重量（引力）が起因する現象です。

しかしホワイトホールの重力はブラックホールと同等なので、放出された物質が再度引き戻され、事象の地平面に降り積もり、その結果、ホワイトホールの外側にブラックホールの領域が形成されるとする説もあります。

以前は、クエーサーがホワイトホールであるとする説も存在していましたが、上記の説によって否定されました。

数学的にはホワイトホールは存在しますが、実際に天体として存在するかどうかは不明です。

ブラックホール熱力学は、量子効果によってホーキング放射することにより、ブラックホールが最終的には蒸発することを予言するが、このプロセスも時間反転に対して対称であるので、熱的平衡にあるブラックホールの時間反転解もブラックホール解です。

それならば、ブラックホールもホワイトホールも同じ物体として解釈することもできます。

フィクションの中によく使われるホワイトホールですが、

SFの中では「ワープ航法」（光速以上での移動）の原理として、ブラックホールとホワイトホールが、一方通行のワームホールを通じて繋がっていて、ブラックホールから入ってホワイトホールから出ることにより、ワープが可能だとの説明が行われることがあります。

ただし、ワープした先は別の宇宙であり、我々の存在する宇宙ではないうえに、一方通行であるので、元の宇宙に戻ることは不可能です。

理論上は、電荷を持ったブラックホールや回転しているブラックホールでは、そのような軌跡をとることが可能であることがペンローズ図を描くことで説明されますが、ブラックホール内部での潮汐力が大きいため、実際に無事に通過することは不可能だとおもわれます。

また、ワームホール内を物体が通過することにより、内部がかき乱されて、ワームホール自体が潰れてしまうとする理論もあります。

大型ハドロン衝突型加速器 (LHC) という装置で、極小のビッグバンを再現する実験が予定されています。

その過程で極小型ブラックホールが生成される可能性を懸念する声もあります。

余剰次元理論に基づく計算によれば、LHCの衝突エネルギー (7TeV) で極小ブラックホールの生成が不可能ではないとされ、余剰次元理論の検証ができる可能性があると期待されています。

ただし、これは理論中のパラメータが、観測から許される限界ぎりぎりの値である場合の結果であり、より穏当なパラメータの場合は（たとえ理論が正しかったとしても）この程度のエネルギーではブラックホールの生成は起こりません。

余剰次元モデルが正しくなければブラックホールは生成しませんが、生成した場合、ホーキング輻射によって，ブラックホールは直ちに蒸発すると考えられています。

欧州原子核研究機構 (CERN) は「宇宙線の中にはLHCよりもエネルギーが格段に高い陽子が存在し、大気の分子と衝突して、さまざまな粒子を生み出している。
もし本当にLHCでブラックホールが生成できるなら、宇宙線によってもミニブラックホールが大気圏内で生成されているはずだ。
にもかかわらず、地球はブラックホールに呑み込まれていない」とコメントしています。

落雷等に伴い極稀に発生・目撃されることのある球電現象を説明する、諸説ある理論のひとつにブラックホール説が挙げられています。

宇宙線に含まれる陽子等の荷電粒子が雷雲から生ずる電場により大気中で加速され、放射線量が上昇することが原子炉周辺の環境放射線モニタ等により観測されていますが、ブラックホールを生成するだけの衝突エネルギーに達し得るかどうかが先ず問われる説と言えます。

1908年ロシアの森林上空で起きたツングースカ大爆発の原因を、小型ブラックホールが地球を通り抜けたものとする説が1973年テキサス大学の物理学者らにより提唱されたましたが、その後にそれでは説明できず現実的ではないとする反論が掲載されています。

2009年10月、大阪大学・中国・韓国で構成する国際共同研究チームが高出力レーザーを用いて、実際のブラックホール周辺で観測されているデータとほぼ同じ光電離プラズマを実験室で発生させることに成功しました。

研究チームは、この実験により将来的にブラックホールそのものを生成できる可能性が高まったとしています。

古典物理学の上では、ブラックホールというものは、ただひたすら周りの物体を呑み込み質量が増えていくだけです。

しかしながら、ホーキングという人物は、ブラックホールから物質が逃げ出して最終的にブラックホールが蒸発する可能性を述べました。

その理論は以下の通りです。

量子力学ではエネルギーと時間は不確定性関係にあり、時空の微小な領域で粒子と反粒子の対生成・対消滅が絶えず起こっているとされます。

ブラックホールの地平面の近傍でこのような仮想粒子対が生成すると、それらが対消滅する前に、片方の粒子（反粒子）がブラックホールの地平面内に落ち込み、もう一方の反粒子（粒子）が遠方へ逃げ去ることがあります。

反粒子（粒子）の運動は粒子（反粒子）が時間軸をさかのぼって運動していることと等価なので、粒子（反粒子）がブラックホールから時間軸をさかのぼりながら地平面に達し、地平面を通り抜けると時間軸を下りながら運動するとみなせます。

すなわち粒子がブラックホールから地平面を通り抜けて飛び出してきたように見えます。

この粒子の放出はブラックホールの地平面上で確率的に起こるため、巨視的にはブラックホールがある温度の熱放射で光っているように見えます。

これをホーキング輻射と呼びます。

この輻射によってエネルギーを失うと（エネルギーは質量なので）ブラックホールの質量は減少します。

ホーキング輻射の温度はブラックホールの質量に反比例するため、通常の恒星質量程度のブラックホールではこの効果は無視できるほど小さいです。

しかし、陽子質量ぐらいの微小なブラックホールではこの量子効果は無視できません。

ホーキング輻射で質量が減るとさらにこの効果が強く働いて輻射の強度が増え、加速度的に質量とエネルギーを失い、最後には爆発的にエネルギーを放出して消滅します。

これがブラックホールの蒸発です。

この蒸発の最後のプロセスがガンマ線バーストとして観測されるとする説もあります。

我々の宇宙が閉じた系でない限り、およそ10の百乗年後には全てのブラックホールは蒸発すると考えられています。

一方で、このようにブラックホールの蒸発が起こるとすると、次のようなパラドックスが生じます。

質量Mのブラックホールに質量mの物体が吸い込まれた後、ホーキング輻射によってブラックホールが質量を失って再び質量Mに戻るという過程を考えます。

ここで、ホーキング輻射は完全な熱放射であるため、その輻射は各時点でのブラックホールの質量から決まる温度以外に全く特徴がありません。

よって、最初に吸い込まれた質量mの物体がトマトであってもオレンジであっても、最終状態は「質量Mのブラックホール+質量m分の光子」という全く同じ状態になります。

つまり吸い込まれた物体についての情報は完全に失われてしまいます。

しかしこれでは初期状態が異なっているにもかかわらず同じ最終状態に達することになり、量子力学の時間発展のユニタリ性と矛盾します。

このパラドックスは「ブラックホールの情報喪失問題」と呼ばれて長年議論されてきました。

これについて、2004年7月21日にホーキングは「ブラックホールに吸い込まれた物質が持っていた情報はブラックホールの蒸発に伴って何らかの形でホーキング輻射に反映され、外部に出てくる」という新説を発表し、従来の自説を修正しました。

銀河系の中心部にある、電波源複合体「いて座A*」には、太陽の370万倍もの質量を持つ巨大なブラックホールが存在すると多くの天文学者によって考えられています。

1995年頃には、M106 銀河の中心に、太陽質量の3,600万倍もの質量のブラックホールがあると推定されました。

また、21世紀初頭までに多くの銀河の中心部に106-8太陽質量の超大質量ブラックホールが存在すると推定されています。

しかしながら、そのような大質量ブラックホールの起源についてはあまり良く分かっていないのが現状です。

1970年代後半に考えられていたシナリオは、巨大なガス雲が一気に収縮してブラックホールをつくるという説、高密度の星団の中心部分が重力熱力学的に進化してブラックホールとなるなどといった説でありましたが、いずれも理論的・観測的な困難がありました。

しかも、通常の恒星進化の果てに生み出される恒星質量クラスのブラックホールと銀河中心に見られる大質量ブラックホールの中間的な質量を持つブラックホールが20世紀末まで全く発見されず、両者の間に関係があるかどうかも不明でした。

しかし1999年から2000年にかけて、日本の研究者グループによる電波やX線での観測から、M82銀河の内部に太陽質量の1,000倍程度のブラックホールがあるらしいことが初めて明らかになりました。

これを受けて、以下のような大質量ブラックホールの形成シナリオが考えられています。

銀河どうしの近接遭遇や衝突などによって銀河内部で爆発的な星形成（スターバースト）が起こり、これによって若くて密度の高い星団が大量にできます。

このような星団には重い星が大量に含まれるため、高密度な環境ではこのような星同士が合体してさらに大きな星となり、ますます合体しやすくなるという合体不安定という過程が進行します。

こうして作られた重い星の寿命は非常に短いので早い時期に超新星爆発を起こし、太陽の数十倍から100倍の質量を持つブラックホールが誕生します。

これらの合体によって103太陽質量程度の中間質量ブラックホールが星団内にでき、このような星団がいくつも銀河の中心に向かって沈みます。

沈む途中で星団自体は潮汐破壊され、中間質量ブラックホールが銀河中心にたまり、互いに合体して大質量ブラックホールとなる、というものです。

さらに巨大なブラックホールは、銀河同士の衝突により核である大質量ブラックホール同士が合体して生じるのではないかと考えられています。

2008年には OJ 287というクエーサーが太陽質量の180億倍と1億倍という、極めて質量の大きなブラックホール同士の連星系であることが判明しました。

2005年にはチャンドラX線観測衛星によってM74銀河にも約10,000太陽質量という中間質量ブラックホールが発見されており、今後観測データが蓄積されることでこの仮説の妥当性が検証されていくものと考えられています。
 

降着円盤の質量に比べてブラックホールの質量が大きければ、降着円盤を構成しているガスは質点の周囲のケプラー運動に近い差動回転をします。

このため、降着円盤のガスは粘性による摩擦によって加熱され、X線やγ線を放出します。

同時に、角運動量を失って少しずつ中心へ落ちていき、ブラックホールに呑み込まれます。

ブラックホールのシュヴァルツシルト半径は、ブラックホールの質量に比例しているため、ブラックホールが物質を呑み込んで質量が増えると事象の地平面（シュヴァルツシルト面）の半径も大きくなります。

こうしてブラックホールは成長していきます。

ブラックホールは、物質の進化のある枝の一端を成しているといえます。

ビッグバンにより始まった純粋なエネルギーであった宇宙が、やがて素粒子を生み出し、素粒子が結合して原子となります。

宇宙初期には水素やヘリウムといった最も軽い元素がつくられたと考えられています。

軽元素からなる雲は重力によって収縮し、中心部の圧力と温度が上昇して核融合がはじまり、原始星になります。

核融合が始まると、熱的な膨張力が発生して、重力による収縮に拮抗する効果を生みます。

熱による膨張と重力による収縮がつりあった時点で、星は安定します。

また核融合によって放出される光子は、星の表面から放出され、星は主系列星として明るく輝きはじめます。

恒星が核融合で水素を使い果たして主系列星の時代を終えると、星は次の段階に変化します。

主系列星の後にどのような過程を経るかは星の質量によって違ってきます。

質量が太陽程度から太陽の数倍までの星の場合は、主系列星の後に赤色巨星の段階を経て、星の外層部分を恒星風として周囲に放出して惑星状星雲を作ります。

星の中心部分は核融合でできた炭素・窒素・酸素などの元素からなる白色矮星となり、このまま次第に冷却して一生を終えることになります。

質量が太陽の約8倍よりも重い星の場合には、巨星に進化したあとも中心部で核融合によって次々に重い元素ができ、最終的に鉄からなる中心核がつくられます。

鉄の原子核は結合エネルギーが最も大きいので、これ以上の核融合反応は起こらずに、星の中心部は熱源を失って重力収縮します。

収縮が進むと鉄の原子核同士が重なり始め、陽子と電子が結合して中性子になって、やがては星の中心部がほとんど中性子だけからなる核となります。

この段階では核全体が中性子の縮退圧によって支えられるようになるため、重力収縮によって核に降り積もる物質は激しく跳ね返されて衝撃波が発生し、一気に吹き飛ばされます。

これが超新星爆発と呼ばれるものです。

超新星爆発の後には、中性子からなる核が中性子星として残されます。

残った中性子星が、光やX線を激しく放出するパルサーとなる場合もあります。

質量が太陽の約30倍以上ある星の場合には、自己重力が中性子の核の縮退圧を凌駕するため、超新星爆発の後も核が収縮（重力崩壊という）を続けます。

この段階ではもはや星の収縮を押しとどめるものは何もないので、重力崩壊はどこまでも進みます。

こうしてシュバルツシルト面より小さく収縮した天体がブラックホールというわけです。

しかし、1970年代にはいるとX線天文学の発展によって、X線源が普通の恒星と連星をつくっているX線連星が多数発見されるようになりました。

連星の公転周期を観測すると、その星の質量を見積もることができ、またX線の明るさの変動のタイムスケールからX線源の大きさを推定出来ます。

これにより、X線連星の一つである「はくちょう座X-1」がブラックホールの有力な候補として初めて確定し、その後も同様の天体が発見されています。

1990年代になると、銀河中心部から放出される電波の観測や、我々の銀河系の中心ちかくの恒星の運動の長期にわたる追跡観測が行われ、これにより、数多くの銀河の中心部に太陽質量の数百万倍から数十億倍という大質量のブラックホールが存在することが確認されています。

このことから、宇宙に無数に存在する銀河の大部分の中心核には超巨大ブラックホールがあると考えられています。

まだ理論上の結論であって実際に観測されてはいませんが、ブラックホールを肉眼で確認しようとすると、ブラックホール自体は光を出さないために宇宙に黒い穴があるように見えますが、その周りは重力レンズの影響によって星が集まっているように見えるといわれています。

1796年、フランスのピエール＝シモン・ラプラスは、アイザック・ニュートンの万有引力の理論を極限まで推し進め、「物質が十分に集積すれば、その重量は光の速度でも抜け出せないほどになるに違いない」と予測しました。

また、1784年にイギリス人のジョン・ミッチェルも同様の論文を出しています。

現代的なブラックホールの理論は、アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論が発表された直後の1916年に、理論の骨子であるアインシュタイン方程式を、カール・シュヴァルツシルトが特殊解として導いた事から始まりました。

シュヴァルツシルト解は、時空が球対称で自転せず、さらに真空であるという最も単純な仮定で一般相対性理論の厳密解を導くことで得ることができました。

シュヴァルツシルト解には、原点の特異性と、シュヴァルツシルト半径における特異性があります。

座標の取り方で後者の特異性は除去されることが後にわかりましたが、原点の特異点は物理的にのこされます。

これがブラックホールであると認識されるようになったのは、1960年代になってからのことです。

1930年代末、ロバート・オッペンハイマーという人物は、当時の物理学界を賑わせていた中性子星存在の議論のなかで、恒星が崩壊してできる中性子星の質量には上限があり、超新星爆発のあとに形成される中性子の核の質量がその上限よりも重い場合は、中性子星の段階にとどまることなくさらに崩壊するであろう、と重力崩壊現象を予言しました。

しかしながら、オッペンハイマーはここまで研究をすすめたところで、原子爆弾開発を目的にするマンハッタン計画に参画することになり、彼はロスアラモス研究所の所長に任命されました。

それ以来、彼のブラックホール研究は途絶えてしまいました。

1963年に、ロイ・カーという人物が、軸のまわりに一定の角速度で回転するブラックホールについての厳密解を導き出しました。

カー解は、ブラックホール唯一性定理により、軸対称定常・真空かつ無限遠平坦という仮定のもとでのアインシュタイン方程式のただひとつの解であることが示されており、ブラックホール脱毛定理の描像と合わせて、物理的に形成されるブラックホールの最終段階と考えられています。

1973年に、京都大学の冨松彰と佐藤文隆が発見したトマミツ・サトウ解は、カー解を歪めたもので、裸の特異点なるものが存在します。そのため、物理的には生じないと考えられています。

なお、アメリカの物理学者ジョン・ホイーラーが1967年にこうした天体を「ブラックホール」と命名するまでは、「コラプサー」などと呼ばれていました。

コラプサーというのは、崩壊した星、という意味です。

この半径をシュヴァルツシルト半径といいます。

シュヴァルツシルト半径をもつ球面を、「事象の地平面」または「シュヴァルツシルト面」といいます。

ブラックホール自体は不可視のものですが、ブラックホールが物質を吸い込むときに降着円盤を形成するため、そこから放出されるX線やガンマ線や宇宙ジェットなどにより、観測することができます。

ブラックホールというのは単に、元の星の構成物質がシュヴァルツシルト半径よりも小さく圧縮されてしまった状態の天体でありまして、事象の地平面の位置になにかの構造があるというわけではありません。

ブラックホールに向かって落下する物体は、事象の地平面をこえてそのまま中へ落ちていきます。

実際には、有限な大きさを持つ物体は強力な潮汐力を受けるので、事象の地平面にたどりつく前に素粒子レベルで破壊されてしまうと考えられています。

一方で、ブラックホールから離れた位置の観測者から見ますと、物体が事象の地平面に近づくにつれ、相対論的効果によって物体の時間の進み方が遅れるようにみえます。

よってその観測者からは、ブラックホールに落ちていく物体は、最終的に事象の地平面の位置で永久に停止しているようにみえます。

同時に、物体から出た光は赤方偏移を受けるので、物体は落ちていくにつれ次第に赤くなっていき、やがて可視光から赤外線、電波へと移り変わっていき、事象の地平面に到達した段階で完全に見えなくなります。

ブラックホールの中心には密度と重力が無限大である特異点があります。

特異点では、時空の性質を記述する一般相対性理論が成り立たなくなるので、特異点の性質などを従来の物理学を使って議論することは不可能です。

具体的には、ビッグバンから約38万年後であるとされています。

ビッグバンから約38万年後、宇宙の温度の低下にともなって、電子と原子核が結合し、原子を生成するようになりました。

そうなると光子は電子との相互作用をまぬがれ、長距離を進めるようになりました。

これを宇宙が放射に対して透明になった、もしくは宇宙が晴れ上がった、と表現します。

同じように、宇宙の晴れ上がり以前の状態は、宇宙が放射に対して不透明である、もしくは宇宙が霧がかっている、と表現します。

晴れ上がりの時期のマイクロ波は、最後の散乱面、もしくは宇宙マイクロ波背景放射と呼ばれて、ビッグバン理論について現在得られる最も良い証拠であると考えられています。