초질량블랙홀과종말

초대질량 블랙홀의 경우 항성 질량 블랙홀과는 생성 작용이 다를 것으로 생각되고 있는데, 그 이유는 우주의 나이가 얼마 되지 않았을 때[16]도 태양 질량의 백억 배에 달하는 퀘이사들이 발견된다는 점에 있다. 통상적인 항성 질량 블랙홀의 성장 속도로는 이러한 블랙홀들이 형성될 수 없다는 것인데, 이에 대해 다양한 이론들이 제시되었다.
별의 죽음으로 탄생하는 일반적은 항성 질량 블랙홀은 아무리 커 봐야 태양 질량의 100배 정도일 것으로 예상되는데, 이런 블랙홀이 태어날 수 있는 가장 이른 시기는 최초의 별이 탄생했을 우주 나이 1억 년 정도이다. 그러면 우주의 나이가 10억 년이 될 때까지 약 9억 년 동안 한계치를 유지하며 성장해도 우리가 관측하는 태양 질량 100억 배에 도달하지 못한다. 여러 가지 무리한 시나리오를 짜서 한계를 넘어서는 성장을 설명하려 하느니 차라리 별의 죽음 이외에 다른 방법으로 더 큰 블랙홀이 초기 우주에 태어났다는 시나리오가 더 개연성이 있을 수 있다.

블랙홀은 질량에 비례하는 성장 속도의 한계가 존재한다. 이를 에딩턴 한계(Eddington limit)라고 하는데, 그 속도는 최대 100만 년에 자기 질량의 2% 정도이며, 이 한계를 유지하면서 질량을 불린다면 10배로 커지는 데에 최소 1.2억 년이 소요된다. 이러한 한계 속도가 존재하는 이유는 블랙홀에 유입되는 가스가 에너지로 전환되면서 복사압을 내기 때문이다. 이 복사압에 의해 블랙홀에 떨어지는 가스의 양이 제한되게 된다. 그 때문에 현실적으로는 한계치를 계속 유지하면서 성장하는 것도 비현실적이라고 가정할 수 있다.

따라서 항성 단계를 거치치 않고 가스 자체의 붕괴로 처음부터 태양의 수만 배 이상의 질량을 가진 거대 블랙홀이 형성될 수 있느냐는 질문은 천문학의 오래된 문제 중 하나이며 이를 설명하기 위해 매우 다양한 이론들이 제기되었다.
항성이 탄생하는 거대한 성운 내부에 존재하는 난류에 의해 발생하는 불균일성이 증폭되어 성운 내 가스가 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개지는 '파편화'가 일어나게 된다. 하지만 우주 초기 극단적으로 중원소가 적은 환경에서는 복사에 의한 가스의 냉각 효율이 떨어져 이러한 파편화가 잘 일어나지 않기 때문에 거대한 항성[17] 혹은 블랙홀이 한 번에 탄생하는 것이 가능할 수 있다.
그 밖에도 수많은 이론이 있지만 아직 전혀 검증되지 않았기 때문에 실제로 초거대 질량 블랙홀이 이렇게 형성되었는지는 알 수 없다.
블랙홀에도 수명은 존재하며, 호킹 복사에 의해 입자를 방출하다[18][19] 질량이 줄어들어 결국엔 사라질 것으로 예측된다. 질량을 잃으면서 블랙홀은 조금씩 밝아지기 시작하며, 거의 마지막에 증발이 심해져서 창백하게 빛나며 높은 에너지의 감마선과 소립자를 방출한다. 마지막에는 감마선 폭발이라고 해도 될 정도로 격렬하게 감마선을 방출하면서 증발하고는 소멸한다. 다만 일반적으로 알려진 블랙홀들이 이 폭발까지 도달하려면 매우 오랜 시간이 걸리며, 질량이 태양 정도인 블랙홀이 증발해서 소멸할 때까지는 약 3.4×1067년 정도가 걸릴 것으로 추정된다. 그리고 현재까지 발견된 블랙홀들은 모두 태양 질량 이상이므로 증발하는 데에는 그보다 더 오랜 시간이 걸린다. 또한 블랙홀의 소멸로 인해 발생하는 감마선 폭발의 규모는 그리 크지 않아 태양계 주변에서 발생한 경우가 아니면 발견하기가 어려울 것으로 추정되며 현재까지 관측된 사례가 없다.
게다가 현재 우주에는 우주배경복사라는, 2.7K의 전자기파가 존재하는데 태양 질량의 블랙홀이 호킹 복사로 내보내는 열복사의 에너지는 약 100nK(나노 켈빈)[20] 으로 블랙홀이 증발하는 에너지보다 받아들이는 에너지가 훨씬 크다. 심지어 블랙홀의 열복사 에너지는 블랙홀의 질량이 클수록 더 낮기 때문에 현재 시점에서 태양보다 더 무거운 블랙홀들은 배경복사만으로도 질량이 오히려 늘어나고 있다.  따라서 항성 질량 이상의 블랙홀들이 호킹 복사를 통해서 질 양을 잃기 시작하는 시점은 우주가 좀 더 팽창하여 온도가 낮아지는 먼 미래가 될 것이다.

사람이 블랙홀에 빨려 들어갈 때도 외부 관찰자가 볼 때는 사건의 지평선에 근접하게 되면 사실상 움직임을 멈춘 것처럼 보이게 된다.  즉, 블랙홀 자체의 시간은 외부에서 봤을 때 사실상 멈춰있는 것이나 다름없다. 사건의 지평선 내부에서 특이점을 관찰할 수 있다면 블랙홀 자체의 실질적인 수명은 생각보다 짧을지도 모른다. 블랙홀 자체에서 일어나는 호킹 복사는 매우 폭발적으로 일어나지만, 중력으로 인해 시간 지연 효과가 극심하게 나타나다 보니 외부에선 그 폭발적인 호킹 복사가 매우 느리게 진행되는 것처럼 보인다는 것이다.
따라서 블랙홀은 일반적인 별들과는 비교도 할 수 없을 정도로 오랜 시간 동안 우주에 남아있을 것이다. [23] 현존하는 별들과 새로 탄생하는 별들을 포함한 모든 별이 죽고 난 후에는 결국 블랙홀로만 이루어진 우주가 남게 될 것이다. 이는 블랙홀이 특정 부피 내에서 최대의 엔트로피를 가질 수 있는 형태이기 때문이다. 이 블랙홀들은 서로를 공전하며 중력파의 형태로 궤도 에너지를 계속해서 방출하며 서서히 가까워지다가 결국 합쳐질 것이며, 약 1040년 후에는 국부 은하군 전체가 합쳐져 거대한 블랙홀을 이룰 것이다.  하지만 이 블랙홀도 약 10100년이 지나면 증발할 것이며 마지막에는 우주에 균일하게 흩뿌려진 기본 입자들을 제외하면 아무것도 남지 않게 될 것이다. 만일 양성자 붕괴가 존재하지 않는다면 다른 천체들
물론 외부에서 보면 블랙홀의 수명이 매우 긴 것처럼 보이지만, 한 가지 알아 두어야 할 것이 외부에서 본 블랙홀의 시간은 엄청나게 지연된 상태라는 것이다.