തമോദ്വാരങ്ങൾ തീർത്തും ഇരുണ്ടവയല്ലെന്നും ചെറിയ അളവിൽ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ടെന്നും 1974-ൽ സ്റ്റീഫൻ ഹോക്കിങ് തെളിയിച്ചു. സ്ഥിരമായ തമോദ്വാരപശ്ചാത്തലത്തിൽ ക്വാണ്ടം ഫീൽഡ് സിദ്ധാന്തമുപയോഗിച്ചു നടത്തിയ കണക്കുകൂട്ടലുകളിൽ നിന്നും തമോദ്വാരം ബ്ലാക്ക് ബോഡി വർണ്ണരാജിയിൽ കണങ്ങളെ ഉത്സർജ്ജിക്കേണ്ടതുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. ഈ പ്രഭാവം "ഹോക്കിങ് വികിരണം" എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇതിനുശേഷം വേറെയും ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞർ മറ്റു രീതികളിലൂടെ ഇതേ നിഗമനത്തിലെത്തിച്ചേർന്നിട്ടുണ്ട്
. തമോദ്വാരത്തിന്റെ വികിരണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള അദ്ദേഹത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തം ശരിയാണെങ്കിൽ തമോദ്വാരങ്ങൾ സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ ബ്ലാക്ക് ബോഡി വർണ്ണരാജിയിൽ വികരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതും ദ്രവ്യോർജ്ജസമത പ്രകാരം ഇങ്ങനെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുത്തേണ്ടുന്നതുമാണ്‌. തമോദ്വാരങ്ങൾ ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങുകയും ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഈ വർണ്ണരാജിയുടെ താപനില (ഹോക്കിങ് താപനില) തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഉപരിതലഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്‌ ആനുപാതികവും അതിനാൽ പിണ്ഡത്തിന്‌ വ്യൂൽക്രമാനുപാതത്തിലുമാണ്‌. അതിനാൽത്തന്നെ വലിയ തമോദ്വാരങ്ങൾ ചെറിയവയെക്കാൾ കുറച്ച് വികിരണമേ പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളൂ.

സൂര്യന്റെ അഞ്ചിരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള താരകീയതമോദ്വാരത്തിന്റെ ഹോക്കിങ് താപനില 12 നാനോകെൽവിൻ മാത്രമാണ്‌. Cosmic microwave background radiation താപനിലയായ 2.7 കെൽവിനിലും വളരെ കുറവാണ്‌. അതായത്, ബാഷ്പീകരണത്തിലൂടെ നഷ്ടപ്പെടുന്നതിലുമധികം പിണ്ഡം താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളും ഇതിലും വലിയവയും ചുറ്റുപാടുനിന്നും വലിച്ചെടുക്കുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്. അതിനാൽത്തന്നെ അവ ചെറുതാവുകയല്ല, വലുതാവുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്. ഹോക്കിങ് താപനില 2.7 കെൽവിനിൽ കൂടുതലാവുകവഴി ബാഴ്പീകരണത്തിലൂടെ ചെറുതാകണമെങ്കിൽ അത്തരം തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡം ചന്ദ്രന്റേതിനെക്കാൾ കുറവായിരിക്കണം. ചെറിയ തമോദ്വാരങ്ങളിൽ ബാഷ്പീകരണനിരക്ക് വളരെക്കൂടുതലാണ്‌. ഒരു മനുഷ്യനെക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള തമോദ്വാരങ്ങൾ വരെ നിമിഷാർദ്ധത്തിൽ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

ബാഷ്പീകരണം
ഭൗതികഗുണങ്ങളനുസരിച്ചുള്ള വർഗ്ഗീകരണം
പിണ്ഡമനുസരിച്ചുള്ള വർഗ്ഗീകരണം
സവിശേഷതകൾ