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对一个量知道得越准确，则对另一个量知道得越不准确。所以在空的空间里场不可能严
格地被固定为零，因为那样它就既有准确的值（零）又有准确的变化率（也是零）。场
的值必须有一定的最小的不准确量或量子起伏。人们可以将这些起伏理解为光或引力的
粒子对，它们在某一时刻同时出现、互相离开、然后又互相靠近而且互相湮灭。这些粒
子正如同携带太阳引力的虚粒子：它们不像真的粒子那样能用粒子加速器直接探测到。
然而，可以测量出它们的间接效应。例如，测出绕着原子运动的电子能量发生的微小变
化和理论预言是如此相一致，以至于达到了令人惊讶的地步。不确定性原理还预言了类
似的虚的物质粒子对的存在，例如电子对和夸克对。然而在这种情形下，粒子对的一个
成员为粒子而另一成员为反粒子（光和引力的反粒子正是和粒子相同）。
因为能量不能无中生有，所以粒子反粒子对中的一个参与者有正的能量，而另一个
有负的能量。由于在正常情况下实粒子总是具有正能量，所以具有负能量的那一个粒子
注定是短命的虚粒子。它必须找到它的伴侣并与之相湮灭。然而，一颗接近大质量物体
的实粒子比它远离此物体时能量更小，因为要花费能量抵抗物体的引力吸引才能将其推
到远处。正常情况下，这粒子的能量仍然是正的。但是黑洞里的引力是如此之强，甚至
在那儿一个实粒子的能量都会是负的。所以，如果存在黑洞，带有负能量的虚粒子落到
黑洞里变成实粒子或实反粒子是可能的。这种情形下，它不再需要和它的伴侣相湮灭了，
它被抛弃的伴侣也可以落到黑洞中去。啊，具有正能量的它也可以作为实粒子或实反粒
子从黑洞的邻近逃走（图7。4）。对于一个远处的观察者而言，这看起来就像粒子是从黑
洞发射出来一样。黑洞越小，负能粒子在变成实粒子之前必须走的距离越短，这样黑洞
发射率和表观温度也就越大。
图7。4
辐射出去的正能量会被落入黑洞的负能粒子流所平衡。按照爱因斯坦方程E＝mc＾2
（E是能量，m是质量，c为光速），能量和质量成正比。所以往黑洞去的负能量流减少它
的质量。当黑洞损失质量时，它的事件视界面积变小，但是它发射出的辐射的熵过量地
补偿了黑洞的熵的减少，所以第二定律从未被违反过。
还有，黑洞的质量越小，则其温度越高。这样当黑洞损失质量时，它的温度和发射
率增加，因而它的质量损失得更快。人们并不很清楚，当黑洞的质量最后变得极小时会
发生什么。但最合理的猜想是，它最终将会在一个巨大的、相当于几百万颗氢弹爆炸的
发射爆中消失殆尽。
一个具有几倍太阳质量的黑洞只具有千万分之一度的绝对温度。这比充满宇宙的微
波辐射的温度（大约2。7K）要低得多，所以这种黑洞的辐射比它吸收的还要少。如果宇
宙注定继续永远膨胀下去，微波辐射的温度就会最终减小到比这黑洞的温度还低，它就
开始损失质量。但是即使那时候，它的温度是如此之低，以至于要用100亿亿亿亿亿亿亿
亿年（1后面跟66个O）才全部蒸发完。这比宇宙的年龄长得多了，宇宙的年龄大约只有
100到200亿年（1或2后面跟10个0）。另一方面，正如第六章 提及的，在宇宙的极早期
阶段存在由于无规性引起的坍缩而形成的质量极小的太初黑洞。这样的小黑洞会有高得
多的温度，并以大得多的速率发生辐射。具有10亿吨初始质量的太初黑洞的寿命大体和
宇宙的年龄相同。初始质量比这小的太初黑洞应该已蒸发完毕，但那些比这稍大的黑洞
仍在辐射出X射线以及伽玛射线。这些X 射线和伽玛射线像是光波，只是波长短得多。这
样的黑洞几乎不配这黑的绰号：它们实际上是白热的，正以大约1万兆瓦的功率发射能量。
只要我们能够驾驭黑洞的功率，一个这样的黑洞可以开动十个大型的发电站。然而，
这是非常困难的：这黑洞的质量和一座山差不多，却被压缩成万亿之一英寸亦即比一个
原子核的尺度还小！如果在地球表面上你有这样的一个黑洞，就无法阻止它透过地面落
到地球的中心。它会穿过地球而来回振动，直到最后停在地球的中心。所以仅有的放置
黑洞并利用之发出能量的地方是绕着地球转动的轨道，而仅有的将其放到这轨道上的办
法是，用在它之前的一个大质量的吸引力去拖它，这和在驴子前面放一根胡罗卜相当像。
至少在最近的将来，这个设想并不现实。
但是，即使我们不能驾驭这些太初黑洞的辐射，我们观测到它们的机遇又如何呢？
我们可以去寻找在太初黑洞寿命的大部分时间里发出的伽玛射线辐射。虽然它们在很远
以外的地方，从大部分黑洞来的辐射非常弱，但是从所有它们来的总的辐射是可以检测
得到的。我们确实观察到了这样的一个伽玛射线背景：图7。5表示观察到的强度随频率的
变化。然而，这个背景可以是也可能是除了太初黑洞之外的过程产生的。图7。5中点线指
出，如果在每立方光年平均有300个太初黑洞，它们所发射的伽玛射线的强度应如何地随
频率而变化。所以可以说，伽玛射线背景的观测并没给太初黑洞提供任何正的证据。但
它们确实告诉我们，在宇宙中每立方光年不可能平均有300个以上的太初黑洞。这个极限
表明，太初黑洞最多只能构成宇宙中百万分之一的物质。
图7。5
由于太初黑洞是如此之稀罕，看来不太可能存在一个近到我们可以将其当作一个单
独的伽玛射线源来观察。但是由于引力会
图7。5将太初黑洞往任何物质处拉近，所以在星系里面和附近它们应该会更稠密得多。
虽然伽玛射线背景告诉我们，平均每立方光年不可能有多于300个太初黑洞，但它并没有
告诉我们，太初黑洞在我们星系中的密度。譬如讲，如果它们的密度高100万倍，则离开
我们最近的黑洞可能大约在10亿公里远，或者大约是已知的最远的行星——冥王星那么
远。在这个距离上去探测黑洞恒定的辐射，即使其功率为1万兆瓦，仍是非常困难的。人
们必须在合理的时间间隔里，譬如一星期，从同方向检测到几个伽玛射线量子，以便观
测到一个太初黑洞。否则，它们仅可能是背景的一部份。因为伽玛射线有非常高的频率，
从普郎克量子原理得知，每一伽玛射线量子具有非常高的能量，这样甚至发射一万兆瓦
都不需要许多量子。而要观测到从冥王星这么远来的如此少的粒子，需要一个比任何迄
今已造成的更大的伽玛射线探测器。况且，由于伽玛射线不能穿透大气层，此探测器必
须放到外空间。
当然，如果一颗像冥王星这么近的黑洞已达到它生命的末期并要爆炸开来，去检测
其最后爆炸的辐射是容易的。但是，如果一个黑洞已经辐射了100至200亿年，不在过去
或将来的几百万年里，而是在未来的若干年里到达它生命的终结的可能性真是相当小！
所以在你的研究津贴用光之前，为了有一合理的机会看到爆炸，必须找到在大约1光年距
离之内检测任何爆炸的方法。你仍需要一个相当大的伽玛射线探测器，以便去检测从这
爆炸来的若干伽玛射线量子。然而，在这种情形下，不必去确定所有的量子是否来自同
一方向，只要观测到所有它们是在一个很短的时间间隔里来到的，就足够使人相当确信
它们是从同一爆炸来的。
整个地球大气可以看作是一个能够认出太初黑洞的伽玛射线探测器。（无论如何，
我们不太可能造出比这更大的探测器！）当一个高能的伽玛射线量子打到我们大气的原
子上时，它会产生出电子正电子（反电子）对。当这些对打到其他原子上时，它们依序
会产生出更多的电子正电子对，所以人们得到了所谓的电子阵雨。其结果是产生称作切
伦科夫辐射的光的形式。因而，我们可以由寻找夜空的闪光来检测伽玛射线爆。当然，
存在许多其他现象，如闪电和太阳光从翻跟斗的卫星以及轨道上的碎片的反射，都能在
天空发出闪光。人们可在两个或更多的隔开相当远的地点同时观察这闪光，将伽玛射线
爆从以上所说的现象中识别出来。两位都柏林的科学家奈尔·波特和特勒伏·威克斯利
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