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 (पोजिटिव) 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 (लगभग 2.73 K)। 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 (जैसे द्रब्यमान, आवेश, दबाव, आदि)। 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।

एंट्रोपी और हॉकिंग विकिरण
अति विशालकाय
सूक्ष्म
वाष्पीकरण