:.www.nemroth.prv.pl - Welcome in my Heaven.:

A i do 1970 roku moje badania efektów grawitacyjnych koncentrowały się głównie na problemie istnienia początkowej osobliwości, czyli wielkiego wybuchu. Pewnego wieczoru, w listopadzie tego roku, wkrótce potem jak urodziła się moja córeczka, Lucy, idąc spać, zacząłem zastanawiać się nad czarnymi dziurami. Moja choroba sprawia, że kładzenie się spać jest raczej długotrwałą czynnością, miałem więc wiele czasu. Nie było jeszcze wtedy precyzyjnej definicji stwierdzającej, które punkty leżą wewnątrz czarnej dziury, a które znajdują się na zewnątrz. Już przedtem rozważaliśmy wspólnie z Penrose'em pomysł zdefiniowania czarnej dziury jako zbioru zdarzeń, z których nie można daleko uciec; taka definicja jest dzisiaj powszechnie uznana. Oznacza to, że horyzont zdarzeń, czyli granicę czarnej dziury w czasoprzestrzeni, tworzą trajektorie promieni świetlnych, którym niewiele zabrakło do ucieczki z czarnej dziury i teraz niejako zawisły na zawsze na jej granicy (rys. 20). Przypomina to sytuację, gdy przestępca uciekając przed policją, jest w stanie utrzymać minimalną przewagę, lecz nie może oderwać się od pościgu!

Nagle zdałem sobie sprawę, że trajektorie promieni świetlnych należących do horyzontu nie mogą zbliżać się do siebie. Gdyby mogły, to wcześniej lub później musiałyby się przeciąć. Byłoby to podobne do zderzenia się dwóch uciekających przed policją przestępców obaj zostaliby schwytani (czarna dziura odgrywa tu rolę policjanta). Jeżeli jednak takie dwa promienie zostały wciągnięte przez czarną dziurę, to nie mogły one znajdować się na jej granicy. A zatem dwa promienie należące do horyzontu zdarzeń muszą albo biec równolegle, albo oddalać się od siebie. Inaczej mówiąc, horyzont zdarzeń, granica czarnej

dziury, przypomina krawędź cienia cienia nadchodzącej katastrofy. Przypatrując się cieniowi, który rzuca odległe źródło światła, na przykład Słońce, łatwo stwierdzić, że promienie światła na granicy cienia nie zbliżają się do siebie.

Skoro promienie światła tworzące horyzont zdarzeń, czyli granicę czarnej dziury, nie mogą się zbliżać do siebie, to powierzchnia horyzontu zdarzeń może wzrastać lub pozostawać bez zmian, lecz nie może maleć. Gdyby zmalała, to odległość pomiędzy pewnymi promieniami światła należącymi do granicy musiałaby również zmniejszyć się, a to jest niemożliwe. W rzeczywistości powierzchnia horyzontu wzrasta, ilekroć materia lub promieniowanie wpadają do czarnej dziury (rys. 21 a). #149; Podobnie, jeśli dwie czarne dziury zderzają się ze sobą, to powierzchnia horyzontu powstałej w wyniku zderzenia czarnej dziury jest większa od sumy powierzchni horyzontów obu czarnych dziur lub jej równa (rys. 21b). Powierzchnia horyzontu zdarzeń nie maleje ta własność horyzontu nakłada ważne ograniczenia na zachowanie się czarnych dziur. Niewiele spałem tej nocy, zbyt byłem podniecony swoim odkryciem.

Rano zatelefonowałem do Penrose'a. Roger zgodził się ze mną. Wydaje mi się, że wiedział on o tej własności horyzontu już przedtem. Penrose używał jednak nieco odmiennej definicji czarnej dziury i nie zdawał sobie sprawy, że obie definicje wyznaczają taką samą granicę czarnej dziury, a zatem i powierzchnia horyzontu zdarzeń będzie taka sama, pod warunkiem, że czarna dziura jest już w stanie stacjonarnym. Takie zachowanie powierzchni czarnej dziury bardzo przypomina zachowanie wielkości fizycznej zwanej entropią, mierzącej stopień nie-uporządkowania dowolnego systemu. Z codziennego doświadczenia wiemy, że jeżeli zostawimy sprawy własnemu biegowi, to nieporządek szybko wzrasta. (Wystarczy zaprzestać napraw domowych, by się o tym szybko przekonać!) Można zmienić bałagan w porządek (na przykład,

pomalować dom), ale wymaga to pewnego nakładu pracy lub energii i tym samym zmniejsza zasoby uporządkowanej energii.

Precyzyjne sformułowanie tej zasady znane jest jako druga zasada termodynamiki. Według niej entropia izolowanego układu zawsze wzrasta, a entropia dwóch połączonych systemów jest nie mniejsza niż suma entropii każdego z tych systemów oddzielnie. Rozważmy na przykład system składający się z pudła zawierającego cząsteczki gazu. Cząsteczki gazu zachowują się jak małe bile; poruszając się bez przerwy zderzają się ze sobą i ze ścianami pudła. Im wyższa temperatura gazu, tym szybciej poruszają się jego cząsteczki, ich zderzenia ze ścianami pudła są częstsze i gwałtowniejsze, co powoduje wzrost ciśnienia wywieranego na ściany. Przypuśćmy, że początkowo pudło było podzielone przegrodą na połowy i wszystkie cząsteczki znajdowały się w lewej części. Jeśli usuniemy przegrodę, to cząsteczki szybko rozprzestrzenia się w całej objętości pudła. Kiedyś, w przyszłości, wszystkie cząstki mogą, przez przypadek, znaleźć się w jednej z połówek pudła, ale jest o wiele bardziej prawdopodobne, że w obu połówkach znajdować się będzie mniej więcej tyle samo cząsteczek. Taki stan jest mniej uporządkowany niż stan początkowy, w którym wszystkie cząsteczki znajdowały się w jednej połówce pudła. Entropia gazu w pudle wzrosła. Wyobraźmy sobie teraz, że mamy dwa pudła, jedno z azotem, a drugie z tlenem. Gdy je połączymy, cząsteczki azotu i tlenu zaczną się mieszać. Wkrótce najprawdopodobniejszym stanem tego systemu będzie jednorodna mieszanina azotu i tlenu w obu pudłach. Taki stan jest mniej uporządkowany niż stan początkowy, czyli entropia systemu jest większa.

Druga zasada termodynamiki ma inny status niż pozostałe prawa nauki, takie jak na przykład prawo ciążenia Newtona, nie jest bowiem spełniana zawsze, lecz tylko w ogromnej większości wypadków. Prawdopodobieństwo znalezienia się wszystkich cząsteczek gazu w jednej połowie pudła jest miliony milionów razy mniejsze od l, ale coś takiego może się zdarzyć. Gdy jednak mamy do czynienia z czarną dziurą, naruszenie drugiej zasady termodynamiki wydaje się łatwe, wystarczy spowodować, by pewna ilość materii o dużej entropii (takiej jak w pudle z gazem) wpadła do czarnej dziury. Całkowita entropia materii na zewnątrz czarnej dziury zmaleje. Oczywiście, można twierdzić, że całkowita entropia, łącznie z entropią materii we wnętrzu czarnej dziury, wcale nie zmalała, lecz dopóki nie potrafimy zajrzeć do środka czarnej dziury, dopóty nie możemy także stwierdzić, jaka jest naprawdę entropia zawartej w niej materii. Byłoby to bardzo wygodne, gdyby istniała jakaś

mierzalna cecha czarnych dziur, dostępna obserwacji z zewnątrz, dzięki której można by określić, jaka jest entropia czarnej dziury, i która wzrastałaby zawsze, ilekroć materia o niezerowej entropii wpadałaby do czarnej dziury. Jacob Bekenstein, doktorant z Princeton, nawiązując do opisanych powyżej własności horyzontu zdarzeń, zaproponował wykorzystanie powierzchni horyzontu jako miary entropii czarnej dziury. Ponieważ powierzchnia horyzontu wzrasta, gdy materia o niezerowej entropii wpada do czarnej dziury, suma entropii materii na zewnątrz czarnej dziury i powierzchni horyzontu nigdy nie maleje.

Wydawało się, że propozycja Bekensteina pozwala zapobiec pogwałceniu drugiej zasady termodynamiki w większości sytuacji. Ale propozycja ta miała jeden poważny mankament. Jeśli czarna dziura ma niezerową entropię, to powinna mieć też niezerową temperaturę. Jednakże ciało o niezerowej temperaturze musi promieniować fale elektromagnetyczne o określonym natężeniu. Każdy wie, że rozgrzany pogrzebacz jest czerwony i emituje promieniowanie. Ale i ciała o niższej temperaturze wysyłają promieniowanie, tyle że jest to promieniowanie o słabszym natężeniu. To promieniowanie jest konieczne, aby zapobiec naruszeniu drugiej zasady termodynamiki. A zatem czarne dziury powinny również promieniować. Tymczasem, niejako z definicji, czarna dziura nie promieniuje! Wydawało się więc, że powierzchnia czarnej dziury nie może być uznana za miarę jej entropii. W pracy z 1972 roku, napisanej wspólnie z Brandonem Carterem i amerykańskim kolegą Jimem Bardeenem, twierdziliśmy, że mimo podobieństwa własności powierzchni horyzontu i entropii ta właśnie trudność uniemożliwiła ich utożsamienie. Muszę przyznać, że napisałem tę pracę częściowo dlatego, że zirytował mnie Bekenstein; uważałem bowiem, iż posłużył się niewłaściwie moim twierdzeniem o wzroście powierzchni horyzontu. W końcu jednak okazało się, że miał on w gruncie rzeczy rację, choć z pewnością nie przeczuwał, jakie będzie rozwiązanie problemu.

We wrześniu 1973 roku podczas wizyty w Moskwie miałem okazję porozmawiać o czarnych dziurach z dwoma znanymi radzieckimi ekspertami, Jakowem Zeldowiczem i Aleksandrem Starobinskim. Przekonali mnie oni, że zgodnie z zasadą nieoznaczoności obracająca się czarna dziura powinna tworzyć i emitować cząstki. Ich argumenty były przekonujące z punktu widzenia fizyka, ale metoda obliczenia natężenia promieniowania nie podobała mi się zbytnio od strony matematycznej.

Zacząłem więc opracowywać lepszy matematycznie sposób, który przedstawiłem na nieformalnym seminarium w Oxfordzie w listopadzie 1973 roku. W owym czasie jeszcze nie zakończyłem rachunków i nie wiedziałem, jakie jest w rzeczywistości natężenie promieniowania czarnej dziury. Nie spodziewałem się odkryć niczego poza promieniowaniem wirujących czarnych dziur, przewidzianym uprzednio przez Zeldo-wicza i Starobinskiego. Gdy ukończyłem obliczenia, okazało się jednak, ku memu zdumieniu i złości, że nawet nie obracające się czarne dziury powinny tworzyć i wysyłać cząstki w stałym tempie. Początkowo sądziłem, że pojawienie się tego promieniowania wskazuje na niepoprawność jednego z użytych przybliżeń. Obawiałem się też, że Bekenstein może dowiedzieć się o moich wynikach i wykorzystać je jako dodatkowe argumenty potwierdzające jego koncepcje o entropii czarnych dziur, których to koncepcji w dalszym ciągu nie lubiłem. Im dłużej jednak myślałem o swych obliczeniach, tym mocniej byłem przekonany, że wszystko jest w porządku i użyte przybliżenia są poprawne. O tym, że to promieniowanie rzeczywiście istnieje, przekonał mnie ostatecznie fakt, że widmo wysyłanych cząstek było dokładnie takie, jakie wysyła gorące ciało, zaś natężenie promieniowania jest właśnie takie, jakiego potrzeba, by uniknąć naruszenia drugiej zasady termodynamiki. W latach następnych wielu fizyków obliczało natężenie promieniowania czarnych dziur na wiele różnych sposobów. Wszyscy otrzymali ten sam wynik: czarna dziura powinna emitować cząstki, tak jakby była zwyczajnym gorącym ciałem, a jej temperatura zależy wyłącznie od masy im większa masa, tym niższa temperatura.

Jak to jest możliwe, by czarna dziura emitowała cząstki, jeśli wiemy, iż nic nie może wydostać się poza horyzont zdarzeń? Odpowiedź, jaką daje nam mechanika kwantowa, brzmi: cząstki te nie pochodzą z wnętrza czarnej dziury, lecz z próżnej" przestrzeni tuż poza horyzontem zdarzeń! Możemy to wyjaśnić w następujący sposób. To, co mamy na myśli, mówiąc próżnia", nie może być całkowicie puste, gdyż aby tak było, wszystkie pola grawitacyjne, elektromagnetyczne i inne musiałyby całkowicie zniknąć. Jednak z wartością pola i tempem jego zmian jest tak, jak z położeniem i prędkością cząstki z zasady nieoznaczoności wynika, że im dokładniej znamy jedną z tych wielkości, tym mniej wiemy o drugiej. A zatem pole w pustej przestrzeni nie może całkowicie zniknąć, gdyż wtedy znalibyśmy precyzyjnie jego wartość (zero) i tempo zmian (również zero). Wartości pól nie można wyznaczyć z dowolną dokładnością; zachowanie koniecznej nieoznaczoności zapewniają kwantowe fluktuacje. Takie fluktuacje można wyobrazić sobie jako pojawiające się w pewnej chwili pary fotonów lub grawitonów, które istnieją oddzielnie przez krótki czas, a następnie anihilują się wzajemnie. Są to cząstki wirtualne, podobnie jak cząstki przenoszące oddziaływanie grawitacyjne Słońca. W przeciwieństwie do cząstek rzeczywistych, nie można ich bezpośrednio zarejestrować za pomocą detektora cząstek. Można jednak zmierzyć ich pośrednie efekty, na przykład niewielkie zmiany energii orbit elektronowych w atomach; wyniki pomiarów zgadzają się z przewidywaniami teoretycznymi z niezwykłą dokładnością. Z zasady nieoznaczoności wynika również istnienie podobnych par wirtualnych cząstek materii, takich jak elektrony i kwarki. Te pary jednak składają się z cząstek i antycząstek (fotony i grawitony są identyczne ze swymi antycząstkami).

Ponieważ energia nie może powstawać z niczego, jeden z partnerów pary cząstka - antycząstka musi mieć ujemną energię, a drugi dodatnią. Temu o ujemnej energii przeznaczone jest być krótko żyjącą wirtualną cząstką, gdyż rzeczywiste cząstki w normalnych warunkach mają zawsze dodatnią energię. Wobec tego, cząstka ta musi znaleźć swego partnera i ulec anihilacji. Jednakże rzeczywista cząstka w pobliżu ciała o dużej masie ma niższą energię niż wtedy, gdy jest z dala od niego, ponieważ przesunięcie jej na znaczną odległość od tego ciała wymaga zużycia energii niezbędnej do przezwyciężenia jego przyciągania grawitacyjnego. W normalnych sytuacjach energia takiej cząstki jest wciąż dodatnia, ale rzeczywiste cząstki mogą mieć ujemną energię, jeśli znajdują się dostatecznie blisko horyzontu. A zatem w pobliżu czarnej dziury cząstka należąca do wirtualnej pary i mająca ujemną energię może wpaść do czarnej dziury i stać się rzeczywistą cząstką lub antycząstka. W tym wypadku nie musi już anihilować się ze swym partnerem. Ten ostatni może również wpaść do czarnej dziury, lecz może także mając dodatnią energię uciec z jej otoczenia i stać się rzeczywistą cząstką lub antycząstka (rys. 22). Obserwator, który znajduje się daleko, uzna, iż cząstka ta została wypromieniowana przez czarną dziurę. Im mniejsza czarna dziura, tym krótszy dystans musi pokonać cząstka o ujemnej energii, by stać się cząstką rzeczywistą, a więc tym większe jest natężenie promieniowania i większa temperatura czarnej dziury.

Dodatnia energia promieniowania jest równoważona przez strumień ujemnej energii cząstek wpadających do czarnej dziury. Z równania Einsteina E = mc2, gdzie E to energia, m masa, a c prędkość swiatła, wiemy, iż energia jest proporcjonalna do masy. Strumień uje-

mnej energii wpadającej do czarnej dziury powoduje więc zmniejszenie jej masy. W miarę jak maleje masa czarnej dziury, maleje też powierzchnia jej horyzontu, ale związane z tym zmniejszenie jej entropii jest skompensowane z nawiązką przez entropię promieniowania, a więc druga zasada termodynamiki nie jest pogwałcona.

Co więcej, im mniejsza masa czarnej dziury, tym wyższa jest jej temperatura. Wobec tego, w miarę jak czarna dziura traci masę, rośnie jej temperatura i wzrasta natężenie promieniowania, a zatem i tempo utraty masy. Nie jest jasne, co dzieje się, gdy w końcu masa czarnej dziury staje się bardzo mała; należy jednak przypuszczać, że czarna dziura znika w ogromnym wybuchu promieniowania, o mocy równoważnej wybuchowi milionów bomb wodorowych.

Czarna dziura o masie równej kilku masom Słońca miałaby temperaturę zaledwie jednej dziesięciomilionowej stopnia powyżej zera bezwzględnego. To o wiele mniej niż temperatura promieniowania mikrofalowego wypełniającego wszechświat (2,7 K), a zatem taka czarna dziura absorbowałaby o wiele więcej promieniowania, niż by emitowała. Jeżeli wszechświat ma się wiecznie rozszerzać, to temperatura promieniowania spadnie w końcu poniżej temperatury takiej czarnej dziury i zacznie ona tracić masę. Nawet wtedy jednak jej temperatura będzie tak niska, że trzeba by czekać tysiąc miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów miliardów (l i sześćdziesiąt sześć zer) lat na jej całkowite wyparowanie. To o wiele więcej niż wynosi wiek wszechświata (od 10 do 20 miliardów lat Iz dziesięcioma zerami). Z drugiej strony, jak wspomniałem w poprzednim rozdziale, mogą istnieć pierwotne czarne dziury o znacznie mniejszej masie, powstałe wskutek grawitacyjnego zapadnięcia się nieregularności w bardzo wczesnym okresie rozwoju wszechświata. Takie czarne dziury miałyby zdecydowanie wyższą temperaturę i emitowałyby promieniowanie o znacznie większym natężeniu. Czas życia pierwotnej czarnej dziury o masie około jednego miliarda ton byłby w przybliżeniu równy czasowi trwania wszechświata. Pierwotne czarne dziury o masach jeszcze mniejszych zdążyłyby zatem już wyparować, lecz te o masach nieco większych powinny dziś wysyłać promienie Roentgena i gamma. Promienie Roentgena i gamma to promieniowanie podobne do światła widzialnego, ale o znacznie krótszej długości fali. Takie czarne dziury raczej nie zasługują na nazwę czarne: w rzeczywistości są rozpalone do białości i emitują energię z mocą około 10 tysięcy megawatów.

Jedna taka czarna dziura mogłaby napędzić dziesięć dużych elektrowni, gdybyśmy tylko potrafili wykorzystać jej moc. To jednak wydaje się bardzo trudne: czarna dziura o masie równej masie sporej góry miałaby średnicę jednej milionowej milionowej centymetra, czyli byłaby mniej więcej wielkości jądra atomu! Gdyby taka czarna dziura znalazła się na powierzchni Ziemi, natychmiast spadłaby do środka Ziemi żadnym sposobem nie dałoby się temu zapobiec. Początkowo poruszałaby się tam i z powrotem w poprzek globu, aż w końcu zatrzymałaby się w samym środku. Jedynym zatem miejscem, gdzie można by ją umieścić, jeśli by się chciało wykorzystać emitowaną energię, byłaby orbita okołoziemska, a jedynym sposobem umieszczenia czarnej dziury na takiej orbicie byłoby ściągnięcie jej w ślad za holowaną dużą masą, podobnie jak prowadzi się osła, trzymając marchewkę przed jego pyskiem. Ten schemat nie wydaje się zbyt praktyczny, przynajmniej nie w najbliższej przyszłości.

Nie potrafimy wykorzystać energii promieniowanej przez pierwotne czarne dziury, czy mamy jednak przynajmniej szansę na ich dostrzeżenie? Możemy szukać promieniowania gamma wysyłanego przez czarne dziury \ przez znaczną część ich życia. Choć promieniowanie większości z nich byłoby bardzo słabe z powodu dużej odległości, to łączne promieniowanie wszystkich może być obserwowalne. Tło promieniowania gamma obserwujemy rzeczywiście. Rysunek 23 ilustruje, jak obserwowane natężenie zależy od częstości (liczby fal na sekundę). To tło mogło jednak powstać, i zapewne powstało, w inny sposób, nie wskutek promieniowania pierwotnych czarnych dziur. Przerywana linia na rysunku 23 pokazuje, jak powinno zmieniać się natężenie promieniowania gamma zależnie od częstości, gdyby pochodziło ono od pierwotnych czarnych dziur, których średnia liczba sięgałaby 300 na jeden sześcienny rok świetlny. A zatem obserwacje promieniowania tła nie dostarczają żadnych dowodów istnienia pierwotnych czarnych dziur, a tylko ograniczają ich możliwą liczbę do co najwyżej 300 na sześcienny rok świetlny. To ograniczenie oznacza, że pierwotne czarne dziury stanowią nie więcej niż jedną milionową całkowitej ilości materii we wszechświecie.

Skoro pierwotne czarne dziury są tak rzadkie, to wydaje się mało prawdopodobne, że któraś z nich znajdzie się dostatecznie blisko nas, byśmy mogli ją obserwować jako pojedyncze źródło promieniowania gamma. Ponieważ jednak przyciąganie grawitacyjne przyciąga czarne dziury do wszelkich skupisk materii, powinny one pojawiać się znacznie częściej w galaktykach i ich otoczeniu. Choć zatem pomiary tła promieniowania gamma mówią nam, że nie może być więcej czarnych dziur niż przeciętnie 300 na sześcienny rok świetlny, nie mówi nam to nic o liczbie czarnych dziur w naszej galaktyce. Gdyby było ich milion razy więcej niż wynosi obliczona średnia, to najbliższa czarna dziura znajdowałaby się prawdopodobnie w odległości miliarda kilometrów, czyli tak daleko jak Pluton, najdalsza planeta Układu Słonecznego. Byłoby w dalszym ciągu bardzo trudno wykryć stałe promieniowanie czarnej dziury z tak dużej odległości, nawet jeśli jej moc jest równa 10 tysiącom megawatów. Aby wykryć pierwotną czarną dziurę, należałoby zarejestrować paręnaście kwantów promieni gamma nadlatujących z tego samego kierunku w rozsądnym przedziale czasu, na przykład w ciągu tygodnia. Gdy pomiary trwają dłużej, nie można zarejestrowanych kwantów odróżnić od tła. Promienie gamma mają bardzo dużą częstość, a zatem zgodnie z zasadą Plancka każdy kwant promieni gamma ma bardzo dużą energię; nie trzeba zbyt wielu kwantów, by wyemitować nawet 10 tysięcy megawatów. By zaobserwować te nieliczne, które do-

tarłyby do nas z odległości równej promieniowi orbity Plutona, konieczny byłby detektor większy niż wszystkie dotąd zbudowane. Co więcej, taki detektor musiałby zostać wysłany w przestrzeń kosmiczną, gdyż atmosfera ziemska pochłania promieniowanie gamma.

Oczywiście, gdyby czarna dziura znajdująca się tak blisko jak Pluton dobiegła kresu swego życia i wybuchła, łatwo byłoby zarejestrować końcowy impuls promieniowania. Skoro jednak czarna dziura wysyłała promienie przez ostatnie 10-20 miliardów lat, to szansa, że zakończy swe życie w ciągu paru najbliższych lat, zamiast uczynić to parę milionów lat wcześniej lub później, jest raczej minimalna. Aby więc mieć szansę zobaczenia czegokolwiek przed wydaniem wszystkich pieniędzy przeznaczonych na badania, należy znaleźć sposób detekcji takich wybuchów z odległości co najmniej jednego roku świetlnego. I w tym wypadku potrzebny jest duży detektor promieniowania gamma, aby zarejestrować paręnaście kwantów z jednej eksplozji. Nie byłoby natomiast konieczne sprawdzenie, czy wszystkie kwanty nadleciały z tego samego kierunku. By uzyskać pewność, że wszystkie pochodzą z tego samego wybuchu, wystarczyłoby przekonać się, iż wszystkie przybyły mniej więcej równocześnie.

Atmosfera ziemska może służyć jako detektor zdolny do wykrycia pierwotnych czarnych dziur. (W każdym razie jest raczej mało prawdopodobne, byśmy zbudowali jeszcze większy detektor!) Kiedy wysokoenergetyczny kwant gamma zderza się z atomami w atmosferze, powstają pary elektron - pozytron (antyelektron). Gdy zaś te elektrony i pozytrony zderzają się z innymi atomami, powstają kolejne pary i wytwarza się kaskada elektronowa rezultatem jest tak zwane promieniowanie Czerenkowa. Można zatem wykrywać wybuchy promieniowania gamma, poszukując rozbłysków światła na nocnym niebie. Oczywiście, wiele innych zjawisk (błyskawice, odbicia światła słonecznego od sztucznych satelitów itp.) powoduje również powstawanie rozbłysków. Błyski spowodowane wybuchami promieniowania gamma można odróżnić od innych, jeśli prowadzi się obserwacje z dwóch odległych od siebie punktów. Takie poszukiwania przeprowadzili dwaj uczeni z Dublina, Neil Porter i Trevor Weekes, za pomocą teleskopów w Arizonie. Udało im się zarejestrować wiele błysków, lecz żadnego z nich nie można było uznać z całą pewnością za skutek wybuchu promieniowania gamma z pierwotnej czarnej dziury.

Nawet jeśli poszukiwania pierwotnych czarnych dziur nie przyniosą pozytywnych rezultatów, co w tej chwili wydaje się prawdopodobne, to i tak dostarczą nam one istotnych informacji na temat warunków panujących we wczesnym wszechświecie. Gdyby wczesny wszechświat był chaotyczny lub nieregularny albo gdyby ciśnienie materii było niskie, to należałoby oczekiwać powstania znacznie większej liczby czarnych dziur, niż wynosi limit wyznaczony na podstawie już przeprowadzonych pomiarów tła promieniowania gamma. Tylko wtedy, gdy przyjmiemy, że ciśnienie w początkowym wszechświecie było wysokie, a przestrzeń gładka i jednorodna, da się zrozumieć brak obserwowalnej liczby pierwotnych czarnych dziur.

Promieniowanie czarnych dziur było pierwszym przewidywanym procesem fizycznym, zależnym w istotny sposób od wielkich teorii dwudziestego wieku teorii względności i mechaniki kwantowej. ^Koncepcja ta spotkała się z bardzo silnym początkowo sprzeciwem i fizyków, była bowiem sprzeczna z ówczesnymi poglądami: Jak czarna dziura może cokolwiek emitować?" Gdy po raz pierwszy ogłosiłem wyniki moich obliczeń na konferencji w laboratorium Rutherford-Appleton w pobliżu Oxfordu, spotkałem się z powszechnym niedowierzaniem. Pod koniec mego wystąpienia przewodniczący sesji John G. Taylor z Kings College w Londynie stwierdził, że wszystko to było nonsensem; później nawet napisał pracę w tym duchu. W końcu jednak większość fizyków, z Johnem Taylorem włącznie, przyznała, że jeżeli ogólna teoria względności i mechanika kwantowa są poprawne, to czarne dziury muszą promieniować tak, jak gorące ciała. Niestety, nie udało nam się znaleźć pierwotnych czarnych dziur. Uważa się jednak powszechnie, że gdyby nam się powiodło, stwierdzilibyśmy, iż są one silnymi źródłami promieniowania Roentgena i gamma.

Promieniowanie czarnych dziur wskazuje, że prawdopodobnie grawitacyjne zapadanie nie jest tak nieodwracalne, jak kiedyś uważano. Gdy astronauta wpada do czarnej dziury, jej masa wzrasta, ale w końcu równoważna ilość energii wraca do wszechświata w postaci promieniowania. W pewnym sensie astronauta zostanie powtórnie wykorzystany, tak jak makulatura. Byłby to bardzo nędzny rodzaj nieśmiertelności, gdyż wszelki osobisty czas astronauty dobiegłby kresu w chwili, gdy został on rozerwany przez czarną dziurę. Nawet cząstki emitowane przez czarną dziurę są inne niż cząstki składające się na ciało astronauty; tym, co by z niego przetrwało, byłaby jedynie energia lub masa.

Przybliżenia, jakich użyłem, by wykazać, iż czarna dziura promieniuje, są odpowiednie, jeśli jej masa jest większa niż ułamek grama. Gdy jednak życie czarnej dziury dobiega kresu, jej masa staje się mniejsza i przybliżeniom tym nie można ufać. Co dzieje się wtedy? Najprawdopodobniej czarna dziura po prostu znika, wraz z astronauta i osobliwością w jej wnętrzu, jeśli rzeczywiście tam są. Jest to pierwsza wskazówka, że mechanika kwantowa może usunąć osobliwości przewidziane w ramach ogólnej teorii względności. Jednakże metody stosowane powszechnie w 1974 roku nie pozwalały na stwierdzenie, czy osobliwości są obecne także w kwantowej teorii grawitacji. Od 1975 roku rozpocząłem pracę nad bardziej efektywną metodą kwantowania grawitacji, opartą na wysuniętej przez Richarda Feynmana idei sum po możliwych historiach. W następnych dwóch rozdziałach omówię uzyskane w ten sposób odpowiedzi na pytania o los wszechświata i zawartych w nim obiektów, na przykład astronauty. Przekonamy się, że choć zasada nieoznaczoności ogranicza dokładność wszelkich naszych pomiarów, może jednocześnie usunąć fundamentalną nieprzewidywalność przyszłości powodowaną przez istnienie osobliwości.