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    因為能量不能無中生有，所以粒子反粒子對中的一個伴侶具有正能量，而另一個具有負能量。由於在正常情況下實粒子總是具有正能量，所以具有負能量的那一個粒子注定是短命的虛粒子。因此，它必須找到它的伴侶並與之相互湮滅。然而，因為實粒子要花費能量抵抗大質量物體的引力吸引才能將其推到遠處，一顆實粒子的能量在接近大質量物體時比在遠離時更小。正常情況下，這粒子的能量仍然是正的。但是黑洞裏的引力是如此之強，甚至在那裏實粒子的能量都可以是負的。因此，如果存在黑洞，帶有負能量的虛粒子落到黑洞裏可能變成實粒子或實反粒子。這種情形下，它不再需要和它的伴侶相互湮滅了。它被拋棄的伴侶也可以落到黑洞中去。或者由於它具有正能量，也可以作為實粒子或實反粒子從黑洞的鄰近逃走 。對於一個遠處的觀察者而言，它就顯得是從黑洞發射出來的粒子一樣。黑洞越小，負能粒子在變成實粒子之前必須走的距離越短，這樣黑洞發射率和表觀溫度也就越大。

    輻射出去的正能量會被落入黑洞的負能粒子流平衡。

    按照愛因斯坦方程E=mc2（E是能量，m是質量，c為光速），能量和質量成正比。因此，往黑洞去的負能量流減小它的質量。隨著黑洞損失質量，它的事件視界麵積變得更小，但是它發射出的輻射的熵過量地補償了黑洞的熵的減少，所以第二定律從未被違反過。

    還有，黑洞的質量越小，其溫度就越高。這樣，隨著黑洞損失質量，它的溫度和發射率增加，因而它的質量損失得更快。當黑洞的質量最後變得極小時會發生什麽，人們並不很清楚。但是最合理的猜想是，它最終將會在一次巨大的，相當於幾百萬顆氫彈爆炸的輻射暴中消失殆盡。

    一個具有幾倍太陽質量的黑洞隻具有一千萬分之一度的絕對溫度。這比充滿宇宙的微波輻射的溫度（大約2.7K）要低得多，所以這種黑洞的輻射比它吸收的還要少。如果宇宙注定繼續永遠膨脹下去，微波輻射的溫度就會最終減小到比這黑洞的溫度還低，它就開始損失質量。

    但是即使到了那時候，它的溫度是如此之低，以至於要用100億億億億億億億億年（1後麵跟66個0）才全部蒸發完。這比宇宙的年齡長得多了，宇宙的年齡大約隻有100至200億年（1或2後麵跟10個0）。另一方麵，正如第六章提及的，在宇宙的極早期階段存在由於無規性引起的坍縮而形成的質量極小的太初黑洞。這樣的小黑洞會有高得多的溫度，並以大得多的速率發出輻射。具有10億噸初始質量的太初黑洞的壽命大體和宇宙的年齡相同。初始質量比這小的太初黑洞應該已蒸發完畢，但那些比這稍大的黑洞仍在輻射出X射線以及伽馬射線。這些X射線和伽馬射線像光波，隻是波長短得多。這樣的黑洞幾乎不配這黑的綽號：它們實際上是白熱的，正以大約1萬兆瓦的功率發射能量。

    一個這樣的黑洞可以開動10個大型的發電站，隻要我們能夠駕馭黑洞的功率就好了。然而，這是非常困難的：這黑洞把和一座山差不多的質量壓縮成比萬億分之一英寸，亦即一個原子核的尺度還小！如果你在地球表麵上有這樣的一個黑洞，就無法阻止它透過地麵落到地球的中心。它會穿過地球而來回振動，直到最後停在地球的中心。所以僅有的放置黑洞並利用之發射出能量的地方是圍繞著地球的軌道，而僅有的使它圍繞地球公轉的辦法是，用在它之前的一個大質量的吸引力去拖它，這和在驢子前麵放一根胡蘿卜頗為相像。至少在最近的將來，這個設想並不現實。

    但是，即使我們不能駕馭來自這些太初黑洞的輻射，我們觀測到它們的機遇又如何呢？我們可以尋找太初黑洞在其主要生存期裏發出的伽馬射線輻射。雖然大部分黑洞在很遠以外的地方，從它們來的輻射非常弱，但是從它們全體來的總輻射是可以檢測得到的。我們確實觀察到這樣的一個伽馬射線背景：觀察到的強度隨頻率（每秒波動的次數）的變化。然而，這個背景可以，並且大概是由除了太初黑洞以外的過程產生的。如果每立方光年平均有300個太初黑洞，它們所發射的伽馬射線的強度應如何隨頻率變化。因此可以說，伽馬射線背景的觀測並沒給太初黑洞提供任何肯定的證據。但它們明確告訴我們，在宇宙中平均每立方光年不可能有多於300個太初黑洞。這個極限表明，太初黑洞最多隻能構成宇宙中一百萬分之一的物質。

    由於太初黑洞是如此稀罕，似乎不太可能存在一個近到我們可以將其當作一個單獨的伽馬射線源來觀察的黑洞。但是由於引力會將太初黑洞往任何物體處拉近，所以它們在星係裏麵和附近應該會更稠密得多。雖然伽馬射線背景告訴我們，平均每立方光年不可能有多於300個太初黑洞，但它並沒有告訴我們，太初黑洞在我們星係中有多麽普遍。譬如講，如果它們的密度比這個普遍100萬倍，則離開我們最近的黑洞可能大約在10億千米遠，或者大約是已知的最遠的行星——冥王星那麽遠。在這個距離上去探測黑洞恒定的輻射，即使其功率為1萬兆瓦，仍是非常困難的。為了觀測到一個太初黑洞，人們必須在合理的時間間隔裏，譬如一星期，從同方向檢測到幾個伽馬射線量子。否則，它們僅可能是背景的一部分。因為伽馬射線有非常高的頻率，從普朗克量子原理得知，每一伽馬射線量子都具有非常高的能量，這樣甚至輻射1萬兆瓦都不需要許多量子。而要觀測到從冥王星這麽遠來的這些稀少的粒子，需要一個比任何迄今已經建造的更大的伽馬射線探測器。況且，由於伽馬射線不能穿透大氣層，此探測器必須放置到太空。

    當然，如果一顆像冥王星這麽近的黑洞已達到它生命的末期並要爆炸開來，很容易檢測其最後輻射暴。但是，如果一個黑洞已經發射了100至200億年，不在過去或將來的幾百萬年裏，而是在未來的若幹年裏到達它生命終點的可能性真是微不足道！所以在你的研究津貼用光之前，為了有一合理的機會看到爆炸，必須找到在大約1光年距離之內檢測任何爆炸的方法。事實上，原先建造來監督違反禁止核試驗條約的衛星檢測到了從太空來的伽馬射線暴。這些每個月似乎發生16次左右，並且大體均勻地分布在天空的所有方向上。這表明它們起源於太陽係之外，否則的話，我們可以預料它們要集中於行星軌道麵上。這種均勻分布還表明，這些伽馬射線源要麽處於銀河係中離我們相當近的地方，要麽就在它的外圍的宇宙學距離之處，因為否則的話，它們又會集中於星係的平麵附近。在後者的情形下，產生伽馬射線暴所需的能量實在太大，微小的黑洞根本提供不起。但是如果這些源以星係的尺度衡量和我們鄰近，那就可能是正在爆發的黑洞。我非常希望這種情形成真，但是我必須承認，還可以用其他方式來解釋伽馬射線暴，例如中子星的碰撞。未來幾年的新觀測，尤其是像LIGO這樣的引力波探測器，應該能使我們發現伽馬射線暴的起源。

    即使對太初黑洞的尋求證明是否定的，看來可能會是這樣，仍然給了我們關於極早期宇宙的重要信息。如果早期宇宙曾經是混沌或不規則的，或者如果物質的壓力曾經很低，可以預料到會產生比我們由觀測伽馬射線背景設下的極限更多得多的太初黑洞。隻有當早期宇宙是非常光滑和均勻的，並有很高的壓力，人們才能解釋為何沒有可觀數目的太初黑洞。

    黑洞輻射的思想是這種預言的第一例，它以基本的方式依賴於本世紀兩個偉大理論，即廣義相對論和量子力學。因為它推翻了已有的觀點，所以一開始就引起了許多反對：“黑洞怎麽能輻射東西？”當我在牛津附近的盧瑟福一阿普頓實驗室的一次會議上，第一次宣布我的計算結果時，受到了普遍質疑。我講演結束後，會議主席倫敦國王學院的約翰·泰勒宣布這一切都是毫無意義的。他甚至為此還寫了一篇論文。然而，最終包括約翰·泰勒在內的大部分人都得出結論：如果我們關於廣義相對論和量子力學的其他觀念是正確的，那麽黑洞必須像熱體那樣輻射。

    這樣，即使我們還不能找到一個太初黑洞，大家相當普遍地同意，如果找到的話，它必須正在發射出大量的伽馬射線和X射線。

    黑洞輻射的存在似乎意味著，引力坍縮不像我們曾經認為的那樣是最終的、不可逆轉的。如果一個航天員落到黑洞中去，黑洞的質量將增加，但是最終這額外質量的等效能量將會以輻射的形式回到宇宙中去。這樣，此航天員在某種意義上被“再循環”了。然而，這是一種非常可憐的不朽，因為當航天員在黑洞裏被撕開時，他的任何個人的時間的概念幾乎肯定都達到了終點！甚至最終從黑洞輻射出來的粒子的種類，一般來說都和構成這航天員的不同：這航天員所遺留下來的僅有特征是他的質量或能量。

    當黑洞的質量大於幾分之一克時，我用以推導黑洞輻射的近似應是很有效的。但是，當黑洞在它的生命晚期，質量變成非常小時，這近似就失效了。最可能的結果看來是，它至少從宇宙的我們這一區域消失了，帶走了航天員和可能在它裏麵的任何奇點（如果其中確有一個奇點的話）。這是量子力學能夠去掉廣義相對論預言的奇點的第一個跡象。然而，我和其他人在1974年使用的方法不能回答諸如在量子引力論中是否會發生奇性的問題。因此，從1975年以來，根據理查德·費恩曼對於曆史求和的思想，我開始推導一種更強有力的量子引力論方法。這種方法對宇宙以及其諸如航天員之類的內容的開端和終結給出的答案，將在以下兩章敘述。我們將會看到，雖然不確定性原理對於我們所有的預言的準確性都加上了限製，同時它卻可以排除掉發生在時空奇點處的基本的不可預言性。