所以，如果有黑洞存在，那麼具有負能量的虛粒子有可能落入黑洞，並變為實粒子。在這種情況下，這個虛粒子不再必須與它的夥伴發生湮滅；它那被遺棄了的夥伴同樣有可能落入黑洞。不過，因為它具有正能量，也可能作為一個正粒子而逃逸至無窮遠。對一定距離外的一名觀測者來說，這個粒子便表現為是由黑洞發射出來的。黑洞越小，負能量粒子在變為實粒子之前所必須越過的距離就越短。隨之而來的是發射率便越大，而黑洞的表觀溫度就越高。
向外輻射的正能量會與落入黑洞的負能量粒子流取得平衡。根據愛因斯坦的著名方程式e=mc233，能量與質量是相當的。因此，由於負粒子流落入黑洞，黑洞的質量就會減小。隨著黑洞質量的損失，黑洞事件視界的面積便逐漸減小，但是黑洞熵的這種減小會因所發出輻射的熵得以補償，而且是超額的補償，可見這絕沒有違反熱力學第二定律。
黑洞爆炸
黑洞的質量越小，它的溫度就越高。所以，隨著黑洞質量的損失，它的溫度和發射率便逐漸增高。於是，黑洞質量的損失就變得更快。當黑洞質量最終變得極小之際將會出現何種情況，我們對此還沒有非常清晰的認識。最合理的推測是，黑洞會通過一次爆發式的終極發射而完全消失，其輻射能量之大可相當於數百萬顆氫彈的爆炸。
對於一個質量為太陽的若干倍的黑洞來說，溫度應當僅為絕對溫標34的千萬分之一度。這比宇宙中無處不在的微波輻射的溫度低得多，後者約為絕對溫標2.7度——所以這類黑洞釋放出的能量應小於它們所吸收的能量，儘管後者也是非常之小。如果宇宙命中註定要一直不斷地永遠膨脹下去，那麼微波輻射的溫度最終會減小到低於這類黑洞的溫度。那時，黑洞所吸收的能量將會小於發射出去的能量。不過，即使到了那個時候，黑洞的溫度仍然非常之低，要完全蒸發殆盡大約會需要1066年。這個數字遠比宇宙的年齡長得多，後者僅約為1010年。
另一方面，我們在上一講中已經知道，也許還存在質量極小的原初黑洞，它們是在宇宙的極早期階段中，由不規則密度分佈區因坍縮而形成的。這類黑洞應當有高得多的溫度，發出輻射的速率也會大得多。對於一個初始質量為10億噸的黑洞來說，它的壽命大體上與宇宙的年齡相等。初始質量更小的黑洞，應當已經完全蒸發掉了。然而，質量稍大一些的黑洞現在仍然會以x射線和伽馬射線35的形式在發出輻射。這些射線與光波相類似，不過波長要短得多。這類黑洞很難稱得上是黑的。它們實際上是白熱的，正以約為1萬兆瓦的功率發射能量。
要是我們能駕馭這樣一個黑洞的能量輸出，那麼它可以抵得上十座大型發電站。不過，要想做到這一點相當困難。這個黑洞的質量相當於一座大山，卻被壓縮成原子核般大小。如果地球表面上有一個這樣的黑洞，那麼它會洞穿地面並向地球中心落去，任何方法都不能使它停下來。這個黑洞會穿透地球來回振盪，直到最終在地心處安居下來。所以，想要有可能利用它所發射的能量，安置這樣一個黑洞的唯一地點是應當把它放在環繞地球的軌道上。而且，可以使它繞地球作軌道運動的唯一途徑是，在它的前方拖動一個大質量物體，以把黑洞吸引到那裡去，這種情況有點像在驢子面前放上一根胡蘿蔔。這種設想聽起來不太現實，至少在近期內無法實現。
搜尋原初黑洞
但是，即使我們不可能利用這些原初黑洞所發出的輻射，我們又是否有機會能觀測到它們呢？我們可以尋找原初黑洞在大部分生存時間內所發出的伽馬射線。大多數原初黑洞的距離都很遙遠，它們所發出的輻射非常微弱；儘管如此，全部此類黑洞的總體效應也許是可以探測到的。事實上，我們確實觀測到了這類伽馬射線背景。不過，產生這種背景輻射的過程可能並不起因於原初黑洞。我們可以說的是，伽馬射線背景的觀測結果並沒有為原初黑洞提供任何確鑿的證據。但是，這些觀測結果告訴我們，平均來說宇宙中每立方光年內，這種微黑洞的數目不可能超過300個。這一上限意味著，原初黑洞充其量也只能佔到宇宙平均質量密度的百萬分之一。
為了觀測到一個原初黑洞，必須在合理的時間段（例如一星期）內，在同一方向上檢測出幾個伽馬射線量子。不然的話，所檢測到的量子也許只不過是伽馬射線背景的一部分。不過，普朗克的量子原理37告訴我們，每個伽馬射線量子都有很高的能量，這是因為伽馬射線所處的頻段非常高。因此，即使輻射功率高達1萬兆瓦，也無需太多的量子。為了觀測到來自冥王星那麼遠的地方的為數不多的量子，所需要的伽馬射線探測器應當比迄今已建成的任何同類探測器都來得大。還有，鑑於伽馬射線無法穿透大氣層，探測器一定要安置在太空中。
當然，要是一個黑洞距離很近，處於冥王星的位置上，且已到達其壽命的結束期併發生爆炸，那麼檢測它的爆發式終極發射就不是一件難事了。然而，如果這個黑洞在過去的100億至200億年內一直不斷地在發出輻射，那麼它會在接下來的若干年內到達其壽命結束期的可能性實際上是相當小的。在過去或將來的幾百萬年內，也許同樣有可能出現過、或者將出現此類事件。所以，為了在您的研究經費用完之前抓著能觀測到一次黑洞爆炸的合理機會，您必須找到一種方法，以能檢測到大約1光年距離範圍內的任何爆炸事件。還有一個問題是，您需要一臺大型伽馬射線探測器，以能觀測到由爆炸產生的幾個伽馬射線量子。不過，這種情況下已沒有必要去確認來自同一方向的所有量子。現在要做的只是觀測在非常短的時間間隔內所到達的全部量子，並能合理認定這些量子來自同一次爆發。
有一種伽馬射線探測器也許有能力找出原初黑洞，那就是地球的整個大氣層（我們無論如何不太可能有能力來建成比這更大的探測器）。一旦有一個高能伽馬射線量子擊中地球大氣中層的原子，它就會產生出一些正負電子對。當這些電子對又擊中其他一些原子時，便會繼而產生更多的正負電子對。這樣一來便出現了所謂電子簇射的現象，其結果是產生某種形式的光，稱為切倫科夫輻射38。因此，通過對夜空中光閃爍的搜尋，便可能探測到伽馬射線暴39。
當然，還存在若干種其他現象（如閃電），它們也能造成天空中的閃光。但是，伽馬射線暴與這一類效應是可以區分開來的，辦法是在距離相隔很遠的兩個或兩個以上的地方同步觀測閃光現象。來自都柏林的兩位科學家尼爾·波特和特雷弗·威克斯，已經利用位於亞里桑那的望遠鏡做過一項此類探索。他們發現了若干次閃光，但都不能確認為是原初黑洞引起的伽馬射線暴。
現在看來對原初黑洞搜尋的結果可能確是否定的，但即便如此，這一結果仍然會給我們提供有關宇宙極早期階段的重要資訊。如果早期宇宙始終處於混沌或不規則狀態，或者說如果那一時期物質的壓力一直很低，那麼可預期的情況是，這種狀態所產生的原初黑洞，應當比由我們的伽馬射線背景觀測所確定的黑洞的限值要多得多。只有當早期宇宙非常平滑、均勻，而且壓力又高時，才能解釋可觀測到的原初黑洞數目之缺損現象。
廣義相對論和量子力學
黑洞輻射乃是依據20世紀兩個偉大理論——廣義相對論和量子力學——所共同預言的第一個例子。起初它引來了一片反對聲，因為它顛覆了既有的觀點：「黑洞怎麼能發射出什麼東西來？」當我在牛津附近盧瑟福實驗室召開的一次會議上第一次宣佈我的計算結果時，我受到了普遍的質疑。在我的報告結束之時，會議主席，來自倫敦國王學院的約翰·泰勒就斷言我的報告純屬無稽之談。他甚至還為此寫過一篇論文。
不過，最後包括泰勒在內的大多數人終於接受了這樣的結論：如果我們有關廣義相對論和量子力學的其他觀念都是正確的話，那麼黑洞必定會像熱物體那樣發出輻射。因此，儘管我們還沒能設法找到一個原初黑洞，但比較一致的共識是，如果找到了，黑洞必然在發出大量的伽馬射線和x射線。如果我們確實找到了一個，我將會獲得諾貝爾獎。
我們曾經認為，引力坍縮是不可逆轉的終極過程，而看來黑洞輻射的存在便意味著這種觀念不再成立。如果一名宇航員跌入了某個黑洞，那麼黑洞的質量就會增大。最終，與增加部分質量相當的能量會以輻射的形式返回宇宙。因此，從某種意義上說，這位宇航員將得以重生。然而，這類重生而不朽並無多大意義，因為當宇航員在黑洞內部粉身碎骨而不復存在時，他個人的任何時間概念幾乎肯定已走到盡頭。甚至由黑洞最終發射出的粒子，一般來說在型別上也會與構成宇航員的粒子相迥異。對於這位宇航員而言，他得以留存下來的唯一特徵應當是他的質量或能量。
我在推導黑洞發射的過程中曾用到了一些近似演算法，而當黑洞質量大於若干分之一克時這些近似頗為有效。但是，在黑洞壽命結束之際，當黑洞質量變得非常小時，這種近似就失效了。看來，最有可能的結局是黑洞會恰好消失，至少是從我們這一區域的宇宙中消失不見。隨之消失的有那位宇航員，以及在黑洞內部也許存在的任何奇點。這可算是第一個跡象，說明量子力學有可能迴避經典廣義相對論所預言的奇點。不過，我和其他人在1974年用於研究引力之量子效應的一些方法，並不能回答諸如奇點會否在量子引力中出現這樣一類的問題。
因此，從1975年起我開始推求一種更為有效的途徑，以根據費因曼對歷史求和的思想來研究量子引力。沿著這條途徑可以就宇宙的起源和歸宿問題給出一些回答，這將在下面的兩次講座中予以說明。我們將會看到，量子力學允許宇宙有一個非奇點的開端，這意味著在宇宙誕生時無需要求物理學定律失效。宇宙的狀態及其所包含種種內容，包括我們自身在內，在達到測不準原理設定的極限之前，完全由物理學定律所確定。自由意志的空間僅此而已。