由於太初黑洞是如此之稀罕，看來不太可能存在一個近到我們可以將其當作一個單獨的伽瑪射線源來觀察。但是由於引力會

圖7。5將太初黑洞往任何物質處拉近，所以在星系裡面和附近它們應該會更稠密得多。雖然伽瑪射線背景告訴我們，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，太初黑洞在我們星系中的密度。譬如講，如果它們的密度高100萬倍，則離開我們最近的黑洞可能大約在10億公里遠，或者大約是已知的最遠的行星——冥王星那麼遠。在這個距離上去探測黑洞恆定的輻射，即使其功率為1萬兆瓦，仍是非常困難的。人們必須在合理的時間間隔裡，譬如一星期，從同方向檢測到幾個伽瑪射線量子，以便觀測到一個太初黑洞。否則，它們僅可能是背景的一部份。因為伽瑪射線有非常高的頻率，從普郎克量子原理得知，每一伽瑪射線量子具有非常高的能量，這樣甚至發射一萬兆瓦都不需要許多量子。而要觀測到從冥王星這麼遠來的如此少的粒子，需要一個比任何迄今已造成的更大的伽瑪射線探測器。況且，由於伽瑪射線不能穿透大氣層，此探測器必須放到外空間。

當然，如果一顆像冥王星這麼近的黑洞已達到它生命的末期並要爆炸開來，去檢測其最後爆炸的輻射是容易的。但是，如果一個黑洞已經輻射了100至200億年，不在過去或將來的幾百萬年裡，而是在未來的若干年裡到達它生命的終結的可能性真是相當小！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。你仍需要一個相當大的伽瑪射線探測器，以便去檢測從這爆炸來的若干伽瑪射線量子。然而，在這種情形下，不必去確定所有的量子是否來自同一方向，只要觀測到所有它們是在一個很短的時間間隔裡來到的，就足夠使人相當確信它們是從同一爆炸來的。

整個地球大氣可以看作是一個能夠認出太初黑洞的伽瑪射線探測器。（無論如何，我們不太可能造出比這更大的探測器！）當一個高能的伽瑪射線量子打到我們大氣的原子上時，它會產生出電子正電子（反電子）對。當這些對打到其他原子上時，它們依序會產生出更多的電子正電子對，所以人們得到了所謂的電子陣雨。其結果是產生稱作切倫科夫輻射的光的形式。因而，我們可以由尋找夜空的閃光來檢測伽瑪射線爆。當然，存在許多其他現象，如閃電和太陽光從翻跟斗的衛星以及軌道上的碎片的反射，都能在天空發出閃光。人們可在兩個或更多的隔開相當遠的地點同時觀察這閃光，將伽瑪射線爆從以上所說的現象中識別出來。兩位都柏林的科學家奈爾·波特和特勒伏·威克斯利用阿歷桑那州的望遠鏡進行了這類的探索。他們找到了一些閃光，但沒有一個可以確認為是從太初黑洞來的伽瑪射線爆。

即使對太初黑洞的探索證明是否定的，並且看來可能會是這樣，仍然給了我們關於極早期宇宙的重要資訊。如果早期宇宙曾經是紊亂或無規的，或者物質的壓力很低，可以預料到會產生比我們對伽瑪射線背景所作的觀測所設下的極限更多的太初黑洞。只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觀測到太初黑洞。

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黑洞輻射的思想是第一個這樣的例子，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所作的預言。因為它推翻了已有的觀點，所以一開始就引起了許多反對：“黑洞怎麼會輻射東西出來？”當我在牛津附近的盧瑟福——阿普頓實驗室的一次會議上，第一次宣佈我的計算結果時，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·泰勒宣佈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，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瑪射線和X射線。

黑洞輻射的存在看來意味著，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“再迴圈”了。然而，這是一種非常可憐的不朽，當他在黑洞裡被撕開時，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都和構成這航天員的不同：這航