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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·威克斯利用阿历桑那州的望远镜进行了这类的探索。他们找到了一些闪光，但没有一个可以确认为是从太初黑洞来的伽玛射线爆。
即使对太初黑洞的探索证明是否定的，并且看来可能会是这样，仍然给了我们关于极早期宇宙的重要信息。如果早期宇宙曾经是紊乱或无规的，或者物质的压力很低，可以预料到会产生比我们对伽玛射线背景所作的观测所设下的极限更多的太初黑洞。只有当早期宇宙是非常光滑和均匀的，并有很高的压力，人们才能解释为何没有观测到太初黑洞。
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黑洞辐射的思想是第一个这样的例子，它以基本的方式依赖于本世纪两个伟大理论即广义相对论和量子力学所作的预言。因为它推翻了已有的观点，所以一开始就引起了许多反对：“黑洞怎么会辐射东西出来？”当我在牛津附近的卢瑟福——阿普顿实验室的一次会议上，第一次宣布我的计算结果时，受到了普遍质疑。我讲演结束后，会议主席、伦敦国王学院的约翰·泰勒宣布这一切都是毫无意义的。他甚至为此还写了一篇论文。然而，最终包括约翰·泰勒在内的大部分人都得出结论：如果我们关于广义相对论和量子力学的其他观念是正确的，黑洞必须像热体那样辐射。
《时间简史》