슈퍼 매시브 블랙홀이라고 불리는 초대질량 블랙홀은 질량이 태양의 질량 수십만 또는 수십억 배에 달하는 것으로 블랙홀 중에서 가장 큰 유형의 블랙홀이라고 한다. 블랙홀은 중력 붕괴를 겪었던 천체의 종류 중 한 가지로 한번 들어가게 된다면 그 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 구를 으깬 모양의 곡면인 타원면 우주 영역이라고 한다. 여기서 우주 구조 형성의 중심에 있는 중력 붕괴란 천문학에서 중력에 의한 영향으로 무거운 천체가 중심 방향으로 떨어지는 것을 의미하는데 모든 다른 힘들이 중력과 균형을 이루는 충분한 압력을 만들어내게 되면 무거운 천체는 평형 상태를 이르게 되고 최초에 골고루 일정하게 분포되어 있던 물질이 붕괴하게 되면서 은하단이나 성단, 항성과 행성 같은 구조를 만들어내는 것을 말한다. 이러한 중력 붕괴 과정을 겪은 블랙홀은 관측상 증거에 따르면 거의 모든 대형 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다고 한다.
초대질량 블랙홀의 증거에 따르면 우리은하의 중심에는 태양계에서 26,000광년 떨어진 궁수자리와 전갈자리 경계 근처에 있는 궁수자리 A* 라는 영역에 초대질량 블랙홀이 있다고 한다. 궁수자리 A* 근처의 밝은 플레이 활동에 대한 적외선 관측은 슈퍼 매시브 블랙홀의 중력 반경의 5~10배 간격으로 플라스마의 궤도 운동을 보여준다. 이러한 방출은 강한 자기장 속에서 복사 물질은 가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도 바로 밖에서 광속의 30% 정도로 공전하고 있다. 천문학자들에 의하면 소행성이 블랙홀로 떨어져 나가거나 궁수자리A*로 유입되는 가스 내의 자기장 선들이 얽혀서 발생했을 수도 있다고 한다.
초대질량 블랙홀은 활발하게 이루어지고 있는 연구 분야 중에 하나로 천체물리학자들은 블랙홀이 물질의 강 착과 다른 블랙홀과의 병합을 통해 성장할 수 있다고 한다. 초대질량 블랙홀의 조상인 씨앗들의 형성 원리와 초기 질량에 대한 몇 가지 가설들이 존재하는데 블랙홀 씨앗의 특정 형성 채널과는 별개로 근처에 충분한 질량이 주어지면 그것은 축척이 되어 중간 질량 블랙홀이 될 수 있으며 축척 속도가 지속이 되면 슈퍼 매시브 블랙홀이 될 수도 있다는 것이다.
블랙홀의 존재에 대한 좋은 증거 중 하나는 근처 궤도를 도는 물질의 빛이 후퇴할 때는 적색이 되고 전진할 때는 청색이 되는 도플러 효과에 의해 제공된다. 블랙홀에 매우 근접해 있는 물질 경우는 공전 속도와 빛의 속도가 비슷해야 하므로 후퇴하고 있는 물질은 전진하고 있는 물질에 비해 매우 희미하게 보인다. 이것은 본질적으로 대칭적인 원반과 고리를 가진 시스템은 시각적 외관이 매우 비대칭적인 면모를 갖게 된다는 것을 의미한다.
초기의 조상 항성의 씨앗들은 대질량을 가진 별의 폭발로 남겨진 블랙홀일 수도 있으며 이러한 물질의 강 착에 의해 성장할 수도 있다고 한다. 최초의 별 이전에는 큰 카스 구름은 초기 우주에 존재했을 것으로 추정되는 쿼시별로 붕괴하며 이 별들은 중력에 의해 엄청난 양의 가스를 끌어당기는 암흑 물질 헤일로에 의해 형성되었을 수 있으며 이는 초대질량 별들을 생성할 것이다. 쿼시별은 대부분의 질량을 방출하여 블랙홀이 빠른 속도로 성장하는 것을 방지하는데 핵에서 전자-양전자 쌍생성으로 인해 방사형 섭동에 불안정해지고 어떠한 초신성 폭발 없이도 블랙홀로 직접 붕괴할 수 있다. 또한 최근에 나오고 있는 이론에 따르면 초대질량 별의 붕괴로 인해 초기 우주에서 형성되었을 수도 있다고 한다.
초대질량 블랙홀이 형성되려면 각운동량이 적고 상대적으로 부피가 작은 어떠한 고밀도 물질이 필요하다고 한다.
강착 원반 이론의 한 주요 구성 요소인 강 착의 과정에는 커다란 각운동량이 초기 부여를 바깥으로 운반하는 과정이 포함하는데 이러한 과정은 블랙홀이 성장하는 데 제한적인 요인으로 보고 있다. 가스 강 착은 블랙홀이 성장하기에 가장 효율성이 높으면서 가장 눈에 띄는 방식이라고 한다. 초대질량 블랙홀 질량이 성장하는 데는 대부분 퀘이사로 관측되는 빠른 가스 강 착 이벤트로 인해 발생하는 것으로 보고 있다.
우주가 더 젊었을 때 블랙홀이 주변 물질을 흡수하는 에너지에 의해 형성되는 거대 발광체인 퀘이사가 훨씬 더 빈번하게 이루어졌다는 것을 선보이며 이러한 이유로 초대질량 블랙홀은 초기에 형성되었고 성장했다는 것을 보여주고 있다.
또한 초대질량 블랙홀이 형성된 이론의 한 중요한 제약 요인은 멀리 떨어진 발광 퀘이사들의 관측으로 우주가 10억 년이 채 되지 않았을 때 수십억 M☉에 달하는 거대한 초대질량 블랙홀들이 이미 형성되었음을 나타내면서 이러한 것들은 초대질량 블랙홀들이 우주 초기에 최초의 거대 은하들 내부에서 발생했다는 것을 보여주고 있다. 초대질량 블랙홀은 얼마만큼 크게 성장할 수 있는가에 대한 자연적인 상한선이라는 것이 존재하는데 많은 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 세이퍼트 은하 같은 활성 천체에 동력을 공급하는 것으로 보고 있으며 중앙 블랙홀의 질량과 호스트 은하의 질량 사이의 관계를 은하 유형에 따라서 다르다고 한다. 퀘이사 또는 활동성 은하핵에는 초대질량 블랙홀의 일반적인 매개 변수에 대해 약 500억 M☉인 것으로 보이는데 그 이상인 모든 것들은 성장이 천천히 느려지고 블랙홀을 둘러싸고 있는 불안정한 강착원반이 그 궤도를 도는 별로 융합되기 때문이다. 이러한 한계점을 초과하는 슈퍼 매시브 블랙홀 질량의 가장 안쪽에 안정된 원형 궤도의 반경은 자가 중력 반경을 초과하여 원반 형성이 더 이상 불가능하게 만든다는 결론이 났다.
양자역학적 효과로 인해 블랙홀이 방출하는 열복사를 호킹 복사라고 하는데 호킹 복사는 사건 지평선 근처의 양자 효과로 인해 블랙홀이 방출할 것으로 예상되는 흑체 복사이다. 이때 발생하는 두 입주 중에 어느 하나는 블랙홀로 들어가고 다른 하나는 탈출하게 되면 그 탈출한 입자는 블랙홀에서 입자를 방출하는 것처럼 보이게 되고 에너지는 보존되어야 하므로 외부에서는 보는 블랙홀은 에너지를 잃어버리는 것처럼 보인다. 여기서 중요한 점은 항상 음의 에너지를 가지는 쪽을 블랙홀이 흡수해야 한다는 점인데 이러한 복사는 블랙홀의 질량과 에너지를 감소시키게 되면서 블랙홀을 수축시키고 궁극적으로 사라지게 만든다.