장10 [7장 블랙홀은 그렇게 검지 않다]

1970년 이전에 일반 상대성 이론에 대한 나의 연구는 주로 빅뱅 특이점이 있는지 여부에 초점을 맞추었습니다.하지만 그해 11월 딸 루시가 태어난 지 얼마 되지 않은 어느 날 밤 잠자리에 들자 블랙홀에 대해 생각하기 시작했습니다.내 장애로 인해 프로세스가 다소 느려지므로 시간이 많습니다.그 당시에는 시공간이 블랙홀의 내부인지 외부인지에 대한 정확한 정의가 없었습니다.나는 로저와 함께 있었다.Penrose는 블랙홀을 먼 거리까지 탈출할 수 없는 사건의 집합체로 정의하는 아이디어에 대해 논의했으며 이것이 현재 널리 받아들여지는 정의입니다.블랙홀의 경계인 사건의 지평선은 블랙홀에서 빠져나오지 못하고 가장자리에서만 영원히 방황하는 시공간에서 광선의 경로에 의해 형성된다는 것을 의미한다(그림 VII.1).약간은 경찰로부터 도망치는 것과 같지만, 완전한 탈출이 아닌 경찰보다 한 발짝 앞서 있을 뿐입니다!그림 7.하나

이 광선의 경로는 서로 접근할 수 없다는 생각이 들었습니다.가까워지면 결국 서로 마주치게 된다.그것은 경찰로부터 도망치는 다른 사람을 만나는 것과 같으며 둘 다 잡힐 것입니다: (또는 이 경우 블랙홀에 빠집니다.) 그러나 그 광선이 블랙홀에 의해 삼켜지면 블랙홀에서 경계에 머물렀다.따라서 사건의 지평선에 있는 광선의 경로는 항상 서로 평행하게 움직이거나 서로 갈라져야 합니다.이것을 보는 또 다른 방법은 블랙홀의 경계인 사건의 지평선이 임박한 재앙의 그림자인 그림자의 가장자리와 같다는 것입니다.멀리서 소스(예: 태양)에 의해 드리워진 그림자를 보면 가장자리의 광선이 서로 가까워지지 않는다는 것을 알 수 있습니다.

사건의 지평선(즉, 블랙홀의 경계)에서 나오는 광선이 서로 절대 가까워질 수 없다면 사건의 지평선 면적은 시간이 흘러도 그대로 유지되거나 늘어날 수 있지만 절대 줄어들 수는 없다. 경계의 광선 중 적어도 일부는 광선이 서로 가까워야 함을 의미합니다.실제로 이 면적은 물질이나 방사선이 블랙홀에 떨어질 때마다 증가하거나(그림 7.2), 두 개의 블랙홀이 충돌하여 하나의 블랙홀로 합쳐지면 최종 블랙홀의 사건의 지평선 면적이 증가한다. 원래 블랙홀의 사건 지평선 면적의 합보다 크거나 같다(그림 7.3).이벤트 호라이즌 영역의 감소하지 않는 특성은 블랙홀의 가능한 행동에 중요한 제약을 둡니다.나는 내 발견에 너무 흥분해서 그날 밤 잠을 많이 못 잤다.다음날 나는 Roger를 주었다.Penrose가 전화를 걸어 내 결과에 동의했습니다.사실 그는 이미 이 지역의 특성을 알고 있었다고 생각한다.그러나 그는 블랙홀에 대해 약간 다른 정의를 사용합니다.그가 깨닫지 못한 것은 블랙홀이 시불변 상태에서 종료되었다고 가정하면 블랙홀의 경계와 면적이 두 정의 모두 동일해야 한다는 것입니다.

사람들이 블랙홀 영역의 감소하지 않는 행동에서 엔트로피라는 물리량의 행동을 연관시키는 것은 매우 쉽습니다.엔트로피는 시스템의 무질서 정도를 나타내는 척도입니다.상식에 따르면 외부 개입이 없으면 상황이 무질서해지는 경향이 있습니다. (예: 집 관리를 중단하고 무슨 일이 일어나는지 볼까요?) 무질서에서 질서를 만들 수 있지만(예: 집을 칠할 수 있음) 노력이나 에너지를 소비해야 하므로 질서 에너지 가용 수량을 줄입니다. 열역학 제2법칙은 이 아이디어를 정확하게 설명합니다.고립계의 엔트로피는 항상 증가하고, 두 계가 결합될 때 결합된 계의 엔트로피는 모든 개별 계의 엔트로피의 합보다 크다.예를 들어, 가스 분자 상자의 시스템을 고려하십시오.분자는 끊임없이 서로 충돌하고 상자 벽에서 튀는 오락용 공으로 생각할 수 있습니다.가스가 뜨거울수록 분자는 더 빨리 움직이므로 상자 벽에 더 자주 더 세게 부딪히고 벽에 가하는 외부 압력은 더 커집니다.처음에 모든 분자가 칸막이에 의해 상자의 왼쪽 절반에 국한된다고 가정하면 칸막이가 나중에 제거되면 분자가 퍼져 상자 전체를 채울 것입니다.나중에 이 모든 분자는 때때로 오른쪽 절반에 머물거나 왼쪽 절반으로 돌아갈 것이지만 압도적인 가능성은 왼쪽과 오른쪽 절반에 거의 같은 수의 분자가 있을 것이라는 것입니다.이 상태는 분자가 왼쪽 절반에 있던 원래 상태보다 더 무질서하므로 엔트로피가 증가했다고 합니다.마찬가지로 산소 분자로 가득 찬 상자를 질소 분자로 가득 찬 다른 상자에 연결하고 그 사이의 벽을 제거하면 산소와 질소 분자가 섞이기 시작합니다.나중에 가장 가능성이 높은 상태는 두 상자가 산소와 질소 분자의 상당히 균일한 혼합물로 채워져 있다는 것입니다.이 상태는 두 개의 분리된 상자의 초기 상태보다 더 무질서합니다. 즉, 더 큰 엔트로피를 가집니다.

열역학 법칙이 있는 상황은 예를 들어 모든 경우가 아니라 대부분의 경우에만 적용된다는 점에서 뉴턴의 중력 법칙과 같은 다른 과학 법칙과 상당히 다릅니다.나중에 어느 시점에서 우리의 첫 번째 상자에 있는 모든 가스 분자가 상자의 절반에서 발견될 확률은 몇 조 분의 1이지만 일어날 수 있습니다.그러나 근처에 블랙홀이 있는 경우 두 번째 법칙을 위반하는 매우 쉬운 방법이 있는 것 같습니다. 가스 상자와 같이 엔트로피가 많은 물체를 블랙홀에 던지면 됩니다.블랙홀 밖에 있는 물체의 총 엔트로피는 감소합니다.물론 여전히 블랙홀 내부의 엔트로피를 포함한 총 엔트로피는 감소하지 않았다고 말할 수 있지만 블랙홀 내부를 볼 수 없기 때문에 내부 물체의 엔트로피가 무엇인지 알 수 없습니다.블랙홀에 외부 관찰자가 엔트로피를 알 수 있는 기능이 있고 엔트로피를 가진 물체가 블랙홀에 떨어질 때마다 증가하는 기능이 있으면 좋을 것입니다.위에서 언급한 블랙홀 영역 정리(즉, 물체가 블랙홀에 떨어지는 한 사건의 지평선 영역이 증가함)를 발견한 직후 프린스턴 과학자 야 케지(Ya Keji)라는 사람이 발견했습니다.베켄슈타인의 대학원생들은 사건의 지평선 면적이 블랙홀의 엔트로피 척도라고 제안했습니다.엔트로피를 지닌 물질이 블랙홀로 떨어지기 때문에 사건의 지평선 면적이 늘어나므로 블랙홀 외부 물질의 엔트로피와 사건 지평선 면적의 합은 절대 줄어들지 않는다.

대부분의 경우 이 제안은 열역학 제2법칙을 위반하지 않는 것으로 보이지만 치명적인 결함이 있다.블랙홀에 엔트로피가 있으면 온도도 있어야 합니다.그러나 특정 온도를 가진 물체는 특정 속도로 복사를 방출해야 합니다.우리는 매일의 경험을 통해 집게가 붉은 열로 가열되는 한 방사선이 방출된다는 것을 알고 있습니다.그러나 낮은 온도에 있는 물체도 방사선을 방출하는데 일반적으로 방사선이 너무 적기 때문에 눈에 띄지 않습니다.이 복사는 열역학 제2법칙을 위반하지 않기 위해 필요합니다.따라서 블랙홀은 방사선을 방출해야 합니다.그러나 정확히 정의상 블랙홀은 아무것도 방출하지 않는 물체로 간주되므로 블랙홀의 사건의 지평선 영역은 엔트로피로 간주할 수 없는 것 같습니다.1972년에 브랜든과 나는카터와 그의 미국 동료 제임스.Badin은 엔트로피와 사건의 지평선 영역 사이에 많은 유사점이 있지만 치명적인 어려움도 있음을 보여준 논문을 공동 집필했습니다.나는 이 기사를 쓰는 동기가 부분적으로 증가된 사건의 지평선 영역에 대한 나의 발견을 오용했다고 느꼈던 Bekenstein에 의해 짜증이 났음을 인정해야 합니다.그러나 결국 그가 예상하지 못한 상황에 처했음에도 불구하고 기본적으로 그가 옳았다는 것이 밝혀졌습니다.

1973년 9월 모스크바를 방문했을 때 나는 소련의 두 지도적 전문가인 야코프를 만났다.게르도비치와 알렉산더.Starabinski는 블랙홀에 대해 논의합니다.그들은 양자 역학의 불확정성 원리에 따라 회전하는 블랙홀이 입자를 생성하고 방출해야 한다고 확신했습니다.물리학적으로 나는 그들의 주장을 믿지만 그들이 방사선을 계산하는 데 사용하는 수학을 좋아하지 않습니다.그래서 나는 더 나은 수학적 처리법을 고안하기 시작했고 1973년 11월 말 옥스퍼드에서 열린 비공식 토론에서 대중에게 발표했습니다.그 당시에는 실제로 얼마나 많은 방사선이 나오는지 파악하지 못했습니다.제가 발견할 것으로 예상한 것은 젤도비치와 스타라빈스키가 예측한 회전하는 블랙홀에서 나오는 복사였습니다.그러나 계산을 했을 때 놀랍게도 회전하지 않는 블랙홀도 일정한 속도로 입자를 생성하고 방출한다는 사실을 발견했습니다.처음에 나는 이 방사선이 내가 사용하고 있는 근사치 중 하나가 비효율적임을 나타내는 것으로 생각했습니다.나는 베켄슈타인이 이것을 발견했다면 내가 여전히 좋아하지 않는 블랙홀 엔트로피에 대한 그의 아이디어를 더 뒷받침하기 위해 그것을 확실히 사용했을까 두렵습니다.그러나 자세히 조사할수록 이 근사치가 실제로 작동해야 한다고 생각합니다.그러나 마침내 내가 복사가 진짜라는 것을 확신하게 된 것은 복사의 입자 스펙트럼이 정확히 뜨거운 물체의 스펙트럼이고 블랙홀이 입자를 정확한 속도로 방출하여 제2법칙을 위반하지 않는다는 것이었습니다.이후 다른 사람들은 이 계산을 다양한 형태로 반복했으며, 그들 모두는 블랙홀이 뜨거운 물체로서 입자와 복사를 방출해야 하며 온도가 블랙홀의 질량과 더 차가운 정도에만 의존한다는 것을 확인했습니다.

우리는 블랙홀의 사건의 지평선 안에서 그 어떤 것도 빠져나갈 수 없다는 것을 알고 있습니다. 그렇다면 블랙홀이 입자를 방출하는 이유는 무엇입니까?양자론이 우리에게 주는 답은 입자가 블랙홀에서 나오는 것이 아니라 블랙홀 옆 사건의 지평선 밖의 빈 공간에서 나온다는 것이다!다음과 같은 방식으로 이해할 수 있습니다. 우리가 진공이라고 생각하는 공간은 완전히 비어 있을 수 없습니다. 이는 중력 및 전자기장과 같은 모든 필드가 정확히 0이어야 함을 의미하기 때문입니다.그러나 장의 값과 시간에 따른 변화율(예: 입자의 위치 및 속도)은 불확정성 원리에 의해 더 정확하게 알려질수록 다른 하나는 덜 정확하게 알려집니다.따라서 필드는 빈 공간에서 정확히 0으로 고정될 수 없습니다. 그러면 정확한 값(0)과 정확한 변화율(역시 0)이 둘 다 있기 때문입니다.필드의 값은 특정 최소 양의 부정확성 또는 양자 변동을 가져야 합니다.이러한 요동은 한 쌍의 빛이나 중력 입자가 어떤 순간에 함께 나타나 서로 멀어졌다가 다시 가까워져 서로를 소멸시키는 것으로 이해할 수 있습니다.이러한 입자는 태양의 중력을 운반하는 가상 입자와 같습니다. 실제 입자처럼 입자 가속기로 직접 감지할 수 없습니다.그러나 간접적인 효과는 측정할 수 있습니다.예를 들어, 원자 궤도를 도는 전자의 에너지에서 작은 변화를 측정하는 것은 이론적 예측과 매우 잘 일치하여 놀랍습니다.불확정성 원리는 또한 전자 쌍과 쿼크 쌍과 같은 유사한 가상 물질 입자 쌍의 존재를 예측합니다.그러나 이 경우 입자 쌍의 한 구성원은 입자이고 다른 구성원은 반입자입니다(빛과 중력의 반입자는 입자와 정확히 동일합니다).

에너지는 무에서 생성될 수 없기 때문에 입자-반입자 쌍의 한 참가자는 양의 에너지를 갖고 다른 참가자는 음의 에너지를 가집니다.실제 입자는 정상적인 상황에서 항상 양의 에너지를 가지므로 음의 에너지를 가진 입자는 수명이 짧은 가상 입자가 될 운명입니다.짝을 찾아서 전멸시켜야 합니다.그러나 무거운 물체에 가까운 실제 입자는 물체의 중력에 대항하여 멀리 밀어내는 데 에너지가 필요하기 때문에 물체에서 멀리 떨어져 있을 때보다 에너지가 적습니다.일반적으로 이 입자의 에너지는 여전히 양수입니다.그러나 블랙홀 내부의 중력은 너무 강해서 실제 입자도 음의 에너지를 가질 수 있습니다.따라서 블랙홀이 있다면 음의 에너지를 가진 가상의 입자가 블랙홀에 떨어져 진짜 입자나 진짜 반입자가 되는 것이 가능하다.이 경우 더 이상 파트너와 함께 전멸할 필요가 없으며 버려진 파트너도 블랙홀에 빠질 수 있습니다.아, 양의 에너지가 있으면 실제 입자나 실제 반입자로 블랙홀 부근에서 탈출할 수도 있습니다(그림 7.4).멀리 있는 관찰자에게는 입자가 블랙홀에서 방출되는 것처럼 보입니다.블랙홀이 작을수록 음의 에너지를 가진 입자가 실제 입자가 되기 전에 이동해야 하는 거리가 짧아지므로 블랙홀의 방사율과 겉보기 온도는 더 커집니다.그림 7.4

방출된 양의 에너지는 블랙홀로 떨어지는 음의 에너지 입자의 흐름에 의해 균형을 이룹니다.Einstein의 방정식 E=mctwo(E는 에너지, m은 질량, c는 빛의 속도)에 따르면 에너지와 질량은 정비례합니다.따라서 블랙홀로 가는 부정적인 에너지의 흐름은 질량을 줄입니다.블랙홀이 질량을 잃으면 사건의 지평선 영역은 작아지지만 블랙홀이 방출하는 복사의 엔트로피는 블랙홀의 엔트로피 감소를 초과 보상하므로 두 번째 법칙을 위반하지 않습니다. 또한 블랙홀의 질량이 작을수록 온도는 높아집니다.따라서 블랙홀이 질량을 잃으면 온도와 방사율이 증가하므로 질량을 더 빨리 잃습니다.블랙홀이 결국 질량이 극도로 작아질 때 어떤 일이 일어나는지는 잘 알려져 있지 않습니다.그러나 가장 합리적인 추측은 결국 수백만 개의 수소 폭탄 폭발에 해당하는 거대한 폭발로 소멸될 것이라는 것입니다.

태양 질량이 적은 블랙홀의 절대 온도는 100만분의 1도에 불과합니다.이것은 우주를 채우는 마이크로파 복사(약 2.7K)의 온도보다 훨씬 낮기 때문에 그러한 블랙홀은 흡수하는 것보다 방출하는 복사량이 적습니다.우주가 영원히 계속 팽창할 운명이라면 마이크로파 복사의 온도는 결국 블랙홀의 온도보다 낮아지고 질량을 잃기 시작할 것입니다.하지만 그 당시에도 그 온도는 너무 낮아서 증발하는 데 100억 수십억 수십억(연속 66개의 0으로)을 사용할 것입니다.그것은 단지 100억년에서 200억년(1~2 뒤에 0이 10개)인 우주의 나이보다 훨씬 더 깁니다.한편, 6장에서 언급한 바와 같이 우주 초기에는 불규칙성에 의한 붕괴로 인해 질량이 극히 작은 원시 블랙홀이 존재했다.그러한 작은 블랙홀은 훨씬 더 높은 온도를 가지며 훨씬 더 빠른 속도로 복사를 방출합니다.초기 질량이 기가톤인 원시 블랙홀의 수명은 대략 우주의 나이와 비슷할 것입니다.이보다 작은 초기 질량을 가진 원시 블랙홀은 증발했어야 하지만 약간 더 큰 블랙홀은 여전히 ​​X선과 감마선을 방출하고 있습니다.이 X선과 감마선은 광파와 같으며 파장이 훨씬 짧습니다.그러한 블랙홀은 블랙이라는 별명을 가질 자격이 거의 없습니다. 그들은 실제로 백열 상태이며 약 10,000메가와트의 전력으로 에너지를 방출합니다. 우리가 블랙홀의 힘을 이용할 수 있는 한 그러한 블랙홀은 10개의 대형 발전소를 운영할 수 있습니다.그러나 이것은 매우 어렵습니다. 이 블랙홀은 산의 질량을 가지고 있지만 원자핵 크기보다 작은 1조분의 1인치로 압축됩니다!만약 지구 표면에 그런 블랙홀이 있다면, 그것이 땅을 뚫고 지구 중심으로 떨어지는 것을 막을 수 있는 것은 아무것도 없을 것입니다.그것은 지구 중심에서 마침내 멈출 때까지 지구를 가로질러 앞뒤로 진동할 것입니다.그래서 블랙홀을 넣어 에너지를 방출하는 데 사용할 수 있는 유일한 곳은 지구를 도는 궤도인데, 이 궤도에 넣을 수 있는 유일한 방법은 앞에 있는 거대한 질량의 인력으로 끌어당기는 것뿐이다. 당나귀 앞에 당근을 두는 것과 같습니다.적어도 가까운 미래에는 이 시나리오가 현실적이지 않습니다. 하지만 우리가 이 원시 블랙홀에서 나오는 방사선을 이용할 수 없더라도 블랙홀을 볼 수 있는 기회는 얼마나 될까요?원시 블랙홀이 평생 동안 방출하는 감마선 방출을 찾아볼 수 있습니다.그들은 멀리 떨어져 있지만 대부분의 블랙홀에서 나오는 방사선은 매우 약하지만 모든 블랙홀에서 나오는 전체 방사선은 감지할 수 있습니다.우리는 실제로 그러한 감마선 배경을 관찰했습니다: 그림 7.V는 주파수에 따른 관찰된 강도 변화를 나타냅니다.그러나이 배경은 원시 블랙홀 이외의 프로세스에 의해 생성되었을 수 있습니다.그림 7.5점 선은 입방 광년당 평균 300개의 원시 블랙홀이 있는 경우 원시 블랙홀에서 방출되는 감마선의 강도가 주파수에 따라 어떻게 변해야 하는지를 보여줍니다.따라서 감마선 배경의 관측은 원시 블랙홀에 대한 어떠한 긍정적인 증거도 제공하지 않는다고 말할 수 있습니다.그러나 그들은 우주에서 입방 광년당 평균 300개 이상의 원시 블랙홀을 만드는 것이 불가능하다고 말합니다.이 한계는 원시 블랙홀이 우주 물질의 최대 100만분의 1을 구성할 수 있음을 시사합니다.그림 7.다섯 원시 블랙홀은 매우 드물기 때문에 우리가 감마선의 단일 소스로 관찰할 수 있을 만큼 가까운 곳에 블랙홀이 존재하는 것 같지는 않습니다.하지만 중력으로 인해 그림 7.Five는 원시 블랙홀을 모든 물질에 더 가깝게 끌어당기므로 은하 내부와 근처에서 훨씬 더 밀도가 높아야 합니다.감마선 배경은 입방 광년당 300개 이하의 원시 블랙홀이 있을 수 있음을 알려주지만 우리 은하의 원시 블랙홀 밀도는 알려주지 않습니다.예를 들어 밀도가 백만 배 더 높다면 우리에게 가장 가까운 블랙홀은 약 10억 킬로미터 떨어져 있거나 알려진 가장 먼 행성인 명왕성만큼 멀리 떨어져 있을 수 있습니다.이 거리에서는 10,000MW의 전력으로도 블랙홀의 지속적인 복사를 감지하기가 매우 어렵습니다.원시 블랙홀을 관찰하기 위해서는 합리적인 시간 간격, 예를 들어 일주일 내에 같은 방향에서 여러 개의 감마선 양자를 감지해야 합니다.그렇지 않으면 배경의 일부일 수 있습니다.감마선은 주파수가 매우 높기 때문에 각각의 감마선 양자는 에너지가 매우 높아서 10,000메가와트를 방출해도 많은 양자가 필요하지 않다는 것을 플랑크의 양자 원리로부터 알 수 있다.그리고 명왕성에서 멀리 떨어져 있는 아주 적은 수의 입자를 관찰하려면 지금까지 만들어진 것보다 더 큰 감마선 검출기가 필요합니다.또한 감마선은 대기를 투과할 수 없기 때문에 검출기는 우주 공간에 배치해야 합니다. 물론 명왕성만큼 가까운 블랙홀이 수명을 다해 폭발할 위기에 처했다면 마지막 폭발에서 나오는 방사선을 쉽게 감지할 수 있다.그러나 블랙홀이 100억년에서 200억년 동안 방사를 했다면 과거나 미래의 수백만년이 아니라 미래의 몇년에 수명을 다할 확률은 정말 매우 적습니다!따라서 연구 수당이 소진되기 전에 폭발을 볼 수 있는 합당한 기회를 가지려면 약 1광년 거리 내에서 폭발을 감지할 수 있는 방법을 찾아야 합니다.폭발에서 여러 감마선 양자를 탐지하려면 여전히 상당히 큰 감마선 탐지기가 필요합니다.다만 이 경우 모든 퀀텀이 같은 방향에서 온 것인지 확인할 필요는 없지만 모두 짧은 시간 간격 내에 왔다는 관찰만으로도 같은 폭발에서 온 것임을 합리적으로 확신할 수 있다. 전체 지구의 대기는 원시 블랙홀을 발견할 수 있는 감마선 탐지기로 볼 수 있습니다. (어쨌든 그보다 더 큰 감지기를 만들 가능성은 없습니다!) 고에너지 감마선 양자가 대기의 원자에 충돌하면 전자-양전자(반전자) 쌍이 생성됩니다.이 쌍이 다른 원자와 충돌하면 더 많은 전자-양전자 쌍을 생성하므로 전자 샤워라고 불리는 현상이 발생합니다.결과는 Cerenkov 복사로 알려진 빛의 형태입니다.따라서 우리는 밤하늘에서 번쩍이는 빛을 찾아 감마선 폭발을 감지할 수 있습니다.물론 하늘에서 빛의 섬광을 만들 수 있는 번개, 회전하는 위성 및 궤도의 잔해에서 햇빛이 반사되는 것과 같은 다른 많은 현상이 있습니다.감마선 폭발은 상당한 거리를 두고 떨어져 있는 둘 이상의 위치에서 동시에 섬광을 관찰함으로써 위에서 설명한 현상으로부터 식별할 수 있습니다.두 명의 더블린 과학자 닐.포터와 트레버.Weeks는 애리조나 망원경으로 이러한 유형의 탐사를 수행했습니다.그들은 약간의 섬광을 발견했지만 원시 블랙홀에서 나온 감마선 폭발로 식별할 수 있는 것은 없었습니다. 원시 블랙홀에 대한 검색이 부정적인 것으로 판명되고 그럴 가능성이 있는 것처럼 보이지만 여전히 초기 우주에 대한 중요한 정보를 제공합니다.초기 우주가 무질서하거나 무작위적이었다면, 또는 물질의 압력이 낮았다면 감마선 배경에 대한 우리의 관측으로 설정된 한계보다 더 많은 원시 블랙홀을 생성했을 것으로 예상됩니다.초기 우주가 매우 매끄럽고 균일하고 압력이 높을 때만 사람들은 원시 블랙홀이 관찰되지 않은 이유를 설명할 수 있습니다. 블랙홀 복사에 대한 아이디어는 그러한 첫 번째 예이며 근본적으로 20세기의 두 가지 위대한 이론인 일반 상대성 이론과 양자 역학에 의해 만들어진 예측에 의존합니다.그것은 기존의 생각을 뒤집었기 때문에 처음부터 많은 반대를 불러일으켰습니다. 블랙홀은 어떻게 물질을 방출할 수 있습니까?옥스퍼드 근처의 러더퍼드/앱톤 연구소에서 열린 회의에서 처음으로 계산 결과를 발표했을 때 회의론이 널리 퍼졌습니다.내 연설이 끝난 후 회의 의장인 King's College London의 John은Taylor는 이 모든 것이 무의미하다고 선언합니다.그는 심지어 그것에 대해 논문을 썼습니다.그러나 결국 John을 포함합니다.Taylor를 포함한 대부분의 사람들은 일반 상대성 이론과 양자 역학에 대한 우리의 다른 생각이 맞다면 블랙홀은 뜨거운 물체처럼 방사되어야 한다고 결론을 내렸습니다.따라서 우리가 아직 원시 블랙홀을 찾을 수 없더라도 발견된다면 막대한 양의 감마선과 X선을 방출하고 있을 것이라는 상당히 일반적인 합의가 있습니다. 블랙홀 복사의 존재는 중력 붕괴가 우리가 한때 생각했던 것처럼 최종적이고 돌이킬 수 없는 것이 아님을 암시하는 것 같습니다.우주 비행사가 블랙홀에 빠지면 블랙홀의 질량은 증가하지만 결국 이 여분의 질량에 해당하는 에너지는 방사선의 형태로 우주로 되돌아갑니다.따라서 우주 비행사는 어떤 의미에서 재활용됩니다.그러나 이것은 매우 보잘것없는 종류의 불멸이며, 그에게 시간에 대한 개인적인 개념은 그가 블랙홀에서 찢겨지면 거의 확실하게 끝나게 될 것이며, 결국 블랙홀에서 방출되는 종류의 입자조차도 일반적으로 이 우주 비행사 차이점을 구성하는 것과 유사합니다. 우주 비행사에게 남아 있는 유일한 특성은 그의 질량 또는 에너지입니다. 블랙홀 복사를 도출하기 위해 내가 사용하는 근사치는 블랙홀의 질량이 1g보다 클 때 잘 작동합니다.그러나 이 근사치는 블랙홀의 질량이 수명 후반에 매우 작아지면 무너집니다.가장 가능성이 높은 결과는 우주비행사와 그 안에 있을 수 있는 특이점(만약 하나라도 있다면)을 데리고 적어도 우주의 우리 부분에서 사라졌다는 것입니다.이것은 양자역학이 일반상대성이론에 의해 예측된 특이점을 제거할 수 있다는 첫 번째 신호입니다.그러나 1974년에 나와 다른 사람들이 사용한 방법으로는 양자 중력 이론에서 특이점이 발생할 수 있는지 여부와 같은 질문에 답할 수 없었습니다.리처드에 따르면 1975년 이후로 말입니다.역사의 합에 대한 Feynman의 아이디어, 나는 양자 중력에 대한 더 강력한 접근 방식을 개발하기 시작했습니다.이 접근법이 우주의 시작과 끝, 그리고 우주비행사와 같은 그 안에 있는 존재들에게 주는 답은 다음 두 장에서 설명합니다.우리는 불확정성 원리가 모든 예측의 정확성에 한계를 두는 반면, 시공간 특이점에서 발생하는 근본적인 예측 불가능성을 배제한다는 것을 알게 될 것입니다.