ブラックホールが重力崩壊で作られる基本システムは、トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界から算出されている。この基本システムの一部は、理想気体の概念に因る中性子縮退圧ですが、後に、強い相互作用に因る斥力があるとされた。
理論的には、理想気体の概念に因る中性子縮退圧を、強い重力で破る事は可能であるが、強い相互作用の斥力は計算できない筈なのだ。これは、クォークが単独で取り出せないことに起因しており、陽子や中性子を潰すことで作られる単独のクォークによる理想気体が意味を持たない事を意味している。
ホログラフィック空間に於けるフェルミ気体はマクロの空間にのみ有効であり、ミクロのフェルミ気体は、強い相互作用に因る強い束縛状態になっている。(実際は、ヒッグスエリアで構成されていると考えられる)
ブラックホールが重力崩壊で作られる基本システムは、ビッグバン宇宙モデルと従来の理想気体を使って予想されたものであり、陽子崩壊がない事や、クォークが単独で取り出せない事から得られるミクロ領域の特異性は考慮されていない。
対して、 ハイパー リバーサル宇宙では、宇宙開闢時には多くのブラックホールが存在していたと考える事ができる。
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トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界
1939年、ロバート・オッペンハイマーとジョージ・ヴォルコフ（英語版）は、リチャード・C・トルマンの研究結果を用いて中性子星の質量限界を初めて計算した。この際、オッペンハイマーとヴォルコフは中性子星の中性子が冷たく、縮退したフェルミ気体から成ると仮定した。この仮定から得られた質量限界はおよそ0.7太陽質量であった[2][3]。これは白色矮星におけるチャンドラセカール限界よりも小さい。後に中性子間に働く強い相互作用による斥力が考慮に入れられたことでより大きい値が得られ、現在ではおよそ1.5から3.0太陽質量とされている[1]。この不確かさは超密度の物質を記述する状態方程式がよく知られていないことに起因する。
トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界は、恒星進化の最終段階に関する研究において重要な役割を果たす。この限界よりも軽い中性子星では、星の重さは強い相互作用による短距離間での中性子-中性子相互作用の斥力と中性子縮退圧で支えられている。もし、中性子星がこの限界よりも重いときにはより密度の高い状態へ崩壊するだろう。それはブラックホールを形成するか構成物が変化して他の方法(例として、クォーク星であればクォーク縮退圧)によって支えられる。クォーク縮退などのより変わった形の仮説的な縮退物質の特徴は、中性子縮退と比べてさらにわずかなことしか知られておらず、この限界への反証が見られないことから、多くの宇宙物理学者は、この限界を超えた中性子星が直接ブラックホールになると推測している。
個々の星が崩壊してブラックホールが作られるためには、質量がトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界を超えていなければならない。
