Estos estudios fueron emprendidos en los años 1970 por científicos como Stephen Hawking, quien a su vez planteó el fenómeno de la evaporación de los agujeros negros en 1975 por el cual un agujero negro no es un cuerpo absolutamente oscuro sino que podría emitir una cantidad débil de radiación térmica.
El estudio de los agujeros negros estableció el llamado teorema de ningún pelo que sostiene que es posible describir estos cuerpos celestes mediante únicamente tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica Q y su momento cinético L. En ausencia de momento cinético, un agujero negro es perfectamente esférico, pero si posee un momento cinético, adoptará una forma ligeramente achatada.
Así, el parámetro que pertinentemente describe la estructura del agujero negro no es su radio, sino su superficie que ha de entenderse como la superficie del horizonte de sucesos que le caracteriza.
Es posible calcular cuánto varía el área de un agujero negro si se le inyectase una pequeña cantidad no nula ya sea de materia
si consideramos un sistema que posea una carga eléctrica y un momento de inercia.
que corresponde a la cantidad de calor aportada al sistema de acuerdo a la fórmula común que asocia temperatura y entropía.
Para ello, es necesario entre otros identificar la superficie del agujero negro a una entropía propia.
Una primera etapa de esta aproximación fue completada por Stephen Hawking quien demostró que durante la fusión de dos agujeros negros, la superficie del agujero negro resultante será siempre mayor que la suma de las superficies de los agujeros negros que lo formaron.
Esta propiedad puede resultar poco intuitiva ya que para un planeta en rotación, la intensidad del campo gravitacional es inferior en su ecuador que en los polos como consecuencia de la fuerza centrífuga.
Como vemos, este efecto no se presenta en los agujeros negros donde más precisamente, la velocidad de divergencia de la intensidad del campo gravitacional al aproximarse a su superficie es constante.
El tercer principio de la mecánica de los agujeros negros estipula que no se puede alcanzar el estado de agujero negro extremo, la frontera entre un agujero negro y la singularidad desnuda.
Una conclusión de ello, por ejemplo, es si se aumentara la carga eléctrica de un agujero negro podría contemplarse que desapareciese su horizonte.
Sin embargo, la energía a aportar a las partículas cargadas que se deberían lanzar contra el agujero negro de igual carga devendría cada vez más grande a medida que nos aproximamos al estado extremo.
Además, surgiría el fenómeno de creación de parejas de partículas-antipartículas que en su vecindad, el agujero negro tendrá tendencia a producir parejas entre las cuales, las que tengan carga opuesta al agujero, serán absorbidas por este, mientras que las opuestas serán repelidas.
James M. Bardeen (hijo del doble Premio Nobel de física John Bardeen), Brandon Carter y Stephen Hawking fueron los investigadores que formalizaron los principios de la termodinámica aplicada a los agujeros negros en 1973,[4] dos años incluso del descubrimiento de la entropía de los agujeros negros por Hawking.
Con anterioridad, una fórmula elegante que asociaría el conjunto de las cantidades termodinámicas fue establecida por Larry Smarr.
Aunque la teoría de las cuerdas permite una interpretación para algunas clases de agujeros negros extremos, para el resto su complejidad no permite ser descritos por esta misma teoría a un nivel cuántico.
En particular, es posible calcular el calor específico de los agujeros negros.
El físico Paul C. W. Davies demostró en 1977 que este calor específico diverge como
Aunque todavía no se entiende completamente en general, el principio holográfico es central para las teorías como la correspondencia AdS/CFT.
[9] También hay conexiones entre la entropía del agujero negro y la tensión superficial.