熱い気体のようなエントロピーを持つ物体は巨視的にはランダムな振る舞いをする。ある既知の古典場の配置のエントロピーはゼロである：電場および磁場、または重力波についてランダムさはない。ブラックホールはアインシュタイン方程式の厳密解であるので、それらはいずれもいかなるエントロピーも持たないと考えられていた。
しかしヤコブ・ベッケンシュタインはこれは熱力学第二法則の破れを導くことを指摘した。もし熱い気体をブラックホールに投げ入れたら、それは事象の地平面を通過し、その時点でそのエントロピーは消失するだろう。ひとたびブラックホールがその気体を吸収し定常状態に落ち着けばその気体のランダムな性質はもはや見られなくなるだろう。第二法則はもしブラックホールが実際にランダムな物体である場合にのみ復旧させることができる。このときその気体が持っていたエントロピー以上にエントロピーが増加する。
ベッケンシュタインはブラックホールは最大エントロピー物体でそれらは同じ体積のどんな物体よりも大きなエントロピーを持つと論ずる。半径Rの球内において、相対論的気体のそのエントロピーはそのエネルギーの増加とともに増加する。その唯一の限界は重力的である。つまり、エネルギーが過剰にある場合はその気体はブラックホールへと崩壊する。ベッケンシュタインはこれを用いて空間のある領域におけるエントロピーの上限を定めた。この上限値はその領域の面積に比例する。彼はブラックホールのエントロピーは事象の地平面の面積に直接比例すると結論付けた[7]。
それより早くにスティーヴン・ホーキングはブラックホールの集団の事象の地平面の総計は常に時間とともに増加することを示した。その地平面は光的な測地線によって定義される境界である。すなわち、それはちょうどぎりぎり脱出することのできないこれらの光線である。もし周辺の測地線がそれぞれに向かって動き始めるとそれらは最終的には衝突する。その衝突地点ではそれらの延長はブラックホールの内部となる。そのため測地線は常にお互い離れるように動いており、その境界、つまりその地平面の面積を生成する測地線の数は常に増加する。ホーキングの結果は熱力学第二法則（エントロピー増大の法則）とのアナロジーでブラックホール熱力学の第二法則と呼ばれる。しかし当初は彼はこのアナロジーをあまり真面目にはとらえていなかった。
ホーキングはもし地平面の面積が実際のエントロピーであるならブラックホールは放射しなければならないことを知っていた。ある熱系に熱が加わったとき、そのエントロピーの変化は質量＝エネルギーを温度で割った値の増加分である：
もしブラックホールのエントロピーが有限なら、それらの温度もまた有限のはずである。特に、それらは光子の熱的気体と平衡状態に達するはずである。これはブラックホールは光子を吸収するであろうだけでなく、それらはまた詳細釣り合いを保つために光子を適当な量だけ放射するであろう。
場の方程式の時間依存解は放射を行わない。なぜなら時間独立背景はエネルギーを保存するためである。この原理に基づいて、ホーキングはブラックホールは放射しないことを示すことに着手した。しかし意外なことに、慎重な解析によって有限の温度である気体と平衡状態に達するちょうど適切な方法でブラックホールは放射することを示す結果が得られた。ホーキングの計算では比例定数は1/4に固定されていた。すなわち、ブラックホールのエントロピーはプランク単位でその地平面の面積の四分の一である[8]。
そのエントロピーは巨視的な記述を変えないままある系の微視的な配置を調整することで微視的状態（英語版）の数の対数に比例する。ブラックホールのエントロピーは深遠な謎である — それはブラックホールの状態の数の対数はその内部の体積ではなくその地平の面積に比例することを言う[9]。
後に、ラファエル・ブーソ（英語版）はヌル・シート (null sheet) に基づいてその境界の共変バージョン（英語版）を提案した。
1995年、サスキンドと共同研究者のTom Banks, en:Willy Fischler, およびen:Stephen Shenkerらは荷電点ブラックホール、すなわちタイプII超弦理論のD0ブレーンに関するホログラフィックな記述を用いて新しいM理論の定式化を発表した。彼らが提唱した行列理論は当初、en:Bernard de Wit, en:Jens Hoppe, そしてen:Hermann Nicolaiによる11次元超重力内の二つのブレーンを記述していた。後にこの著者たちは同じ行列模型を特定の制限の下での点ブラックホールの動力学の記述として解釈し直した。ホログラフィによって、これらのブラックホールの動力学はM理論の完全な非摂動的 (en) 定式化を与えるという結論が導かれた。1997年、フアン・マルダセナはより高次元の物体のホログラフィックな記述、3+1次元のタイプIIメンブレーンを最初に与えた。これは長い間の難問であった、あるゲージ理論に対応する弦理論による記述を発見した。これらの進展は同時に、弦理論がいかにして量子色力学と関係するかを説明した。
1995年、サスキンドと共同研究者のTom Banks, en:Willy Fischler, およびen:Stephen Shenkerらは荷電点ブラックホール、すなわちタイプII超弦理論のD0ブレーンに関するホログラフィックな記述を用いて新しいM理論の定式化を発表した。彼らが提唱した行列理論は当初、en:Bernard de Wit, en:Jens Hoppe, そしてen:Hermann Nicolaiによる11次元超重力内の二つのブレーンを記述していた。後にこの著者たちは同じ行列模型を特定の制限の下での点ブラックホールの動力学の記述として解釈し直した。ホログラフィによって、これらのブラックホールの動力学はM理論の完全な非摂動的 (en) 定式化を与えるという結論が導かれた。1997年、フアン・マルダセナはより高次元の物体のホログラフィックな記述、3+1次元のタイプIIメンブレーンを最初に与えた。これは長い間の難問であった、あるゲージ理論に対応する弦理論による記述を発見した。これらの進展は同時に、弦理論がいかにして量子色力学と関係するかを説明した。
ベッケンシュタインのこの話題に関する概説"二つのエントロピーの物語" (A Tale of Two Entropies) はホイーラーのトレンドが持つ潜在的に深淵な示唆を記述している。その一つは、それまで予期されていなかった情報科学と古典物理の世界のつながり示したことである。このつながりは、アメリカ人応用数学者クロード・シャノンによるシャノン・エントロピーとして現在知られている今日最も使われている情報量の尺度を導入した1948年の影響力の大きい論文が発表されてからしばらくして最初に記述された。情報量の客観的な尺度としてシャノン・エントロピーは非常に有用で、携帯電話からモデム、ハードディスクドライブ、そしてDVDまで現代のデータ通信・記録技術の設計はシャノン・エントロピーに基づいている。
欧州宇宙機関により2002年に打ち上げられた宇宙望遠鏡INTEGRALが2004年に観測したガンマ線バーストen:GRB 041219Aの2011年の解析の結果、Craig Hoganのノイズは下は10−48mのスケールまで不在であり、Hoganによる10−35mスケールに見つかるという予想と反しており、GEO 600計器の測定では10−16mスケールに見つかっている[17]。Hogan効果の探索は2012年も継続されている[18]。
ヤコブ・ベッケンシュタインもまたホログラフィック原理を卓上光子実験で検出できると主張している[19]。
