在我们的整个星系中，有数百万质量不同的黑洞在轨道上运行，它们和宇宙中其他质量的黑洞一样，遵循着相同的万有引力规则。只是，它们完全是黑色的，而不是依赖于表面面积和温度发光。无论在每个黑洞视界后面隐藏的奇点处存在什么，我们都无法看到它。在黑洞中，任何东西，甚至光，都无法逃脱。
我们观测到的唯一来自黑洞的光并不是来自黑洞内部，而是来自视界之外加速相互作用的物质。然而，有一种非常特殊的光是黑洞应该发出的:霍金辐射，这可以说是斯蒂芬·霍金科学生涯中最伟大的突破。不幸的是，几乎可以肯定的是，我们永远不会发现它。以下是其中的科学依据。
需要7.9 km/s的速度才能达到“C”[+]
与你的预期相反，黑洞是一个存在了几百年的概念。早在18世纪，当牛顿物理学是唯一的游戏在镇上，科学家约翰米歇尔提出了一个关于太阳的辉煌的认识。如果你假设太阳是一个低密度的球体，但想象它的数量更多——产生了一个更大质量的物体，占据了更大的体积——那么一旦你越过了一个临界阈值，光将无法逃离它。
以它目前的大小和质量，你必须达到618千米/秒的速度才能从它的边缘逃离太阳。以每秒30万公里的速度传播的光很容易就能做到这一点。但如果你向这个物体注入足够的质量，它的逃逸速度会越来越快。一旦它的速度超过每秒30万公里，它表面发出的光就会弯曲回到物体上。你会创造出我们现在所知的黑洞。
这个想法在20世纪得到了新的生命，在爱因斯坦提出他的广义相对论，取代了牛顿的引力理论。引力并不是由一种无形的力量引起的，它将宇宙中所有的质量吸引到彼此之间，而这取决于它们之间的距离。相反，宇宙是一个结构，其中空间和时间是它们自己不可分割的实体——时空——而物质和能量的存在弯曲了时空。
在牛顿看来，除非外力使物体加速，否则物体总是沿直线运动，而爱因斯坦则指出，无论时空采取何种形状，所有物体都沿曲线运动。物质和能量使时空弯曲，而弯曲的时空又告诉物质如何运动。1915年，爱因斯坦首次提出了广义相对论的最终版本。到1916年1月，第一个精确的解被找到了。
这个解是由卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild）发现的，与我们现在所知道的非旋转黑洞相对应。最初，史瓦西认为这是一个非常简单的系统：一个受广义相对论支配的宇宙，只有一个巨大的“点”，其他什么都没有。然而，有大量的深层物理编码在这个系统里，我们现在称之为史瓦西解在这个领域里。
是的，在远离质点的地方，万有引力的作用与牛顿的预测非常相似：万有引力的作用几乎与牛顿的万有引力定律相同。
但是在接近质量的地方——引力场变强的地方——空间的弯曲更加严重，并且存在一种超出牛顿预测的“额外”引力。
如果你离得太近，你会遇到视界：一个任何东西，甚至光，都无法逃脱的区域。
在随后的几十年里，人们发现了扩展史瓦西最初工作的其他解决方案。你可能不仅有质量，还有电荷到你的质点上，导致一个雷斯纳-诺德斯特龙(而不是史瓦西)黑洞。你可以添加角动量(即旋转)，导致(真实的)克尔黑洞。你可以有这三种:质量，电荷和角动量，这就产生了克尔-纽曼黑洞。
每一个都有一个视界，在视界外，光可以逃逸，而在视界内，任何以光速或更慢速度运动的物体都无法逃逸。在每一个黑洞的视界之外，时空的弯曲比牛顿所预测的要明显得多。然而，直到20世纪60年代和70年代，人们才开始意识到一些非常深刻的东西，关于这些视界附近区域的量子影响。
你看，在量子场论中，空的空间并不是那么空。我们所认为的空空间——没有任何质量、粒子或能量量子的空间——只是在某种意义上是空的。是的，它们可能不存在质量或能量的单个量子，但支配宇宙的量子场仍然存在。它们处于基态也就是能量最低的态。
我们所认为的粒子对应于不同量子场的激发，所以只有在非激发态才能没有粒子。但即使在这种情况下，字段本身仍然存在。它们仍然有一个不需要为零的潜在能量，它们仍然遵守海森堡的不确定性原理，它告诉我们，对于我们所观察的任何有限时间区间，我们知道一个系统的能量的确定性是有限度的。
这也许是我们思考真空空间本身零点能量最准确的方式。空间中充满了量子场，即使没有所有的物质和能量，这些场的值在任何特定的时间都有固有的波动。它就像一个泡沫多、波涛汹涌的海洋:远看是平坦的，近看则是翻腾不定的。然而，只要你浮在水面上，你的头就会浮在水面之上。
现在，想想这对平坦空间意味着什么，远离任何质量或时空曲率源的空间，与非常接近黑洞视界的弯曲空间相比。是的，无论你在哪里，你都能很好地漂浮;无论你在哪里，你都会看到类似的海洋。但在弯曲空间的海洋中，有人不同意平坦空间的海洋中有人在如何让你的头露出水面的问题上的看法。要从一个地方移动到另一个地方，你需要改变你在量子真空宇宙海洋中的众所周知的“深度”。
这就是霍金辐射的来源。在空间曲率不同的区域的观察者对于量子真空的零点能量是什么有不同的看法。在严重弯曲空间中不同点的量子场值的差异是导致辐射产生的原因，这也解释了为什么辐射是在黑洞周围的大体积上产生的，而不仅仅是在事件视界。
下一个问题——1974年霍金在哪里完成了他最壮观的工作——是回答这些问题:霍金辐射的温度、通量和能谱是什么?答案很简单，很奇妙:光谱总是一个黑体，而温度和通量几乎完全由质量决定。但是，也许具有讽刺意味的是，黑洞的质量越大，温度和流量就越小。
换句话说，较重的黑洞会释放出较低的温度和较低的能量的霍金辐射，也会释放较少的辐射。温度与质量成反比，而通量与质量的平方成反比。综合这些因素，这意味着质量越大的黑洞寿命越长，是其质量的三倍。如果我们想知道去哪里找到最亮的霍金辐射源，我们必须找到所有黑洞中质量最低的。
不幸的是，我们的宇宙能够创造的黑洞的最小质量大约是2.5个太阳质量：甚至比我们自己的太阳还重。它的温度将在25纳米开尔文左右，这一信号几乎不可能与宇宙微波背景所提供的噪音分离开来，后者的温度要高出约1亿倍。除非存在质量小得多的黑洞，而且数据强烈否定了这些原始黑洞的存在，否则霍金辐射应该是无法检测到的。
我们宇宙中的黑洞发出的霍金辐射最大的问题是能量：流量最大的黑洞只发出10- 29w的能量，这是一个非常小的量。你必须在4个月的时间里，从能量最大的黑洞中捕获所有通过霍金辐射释放出来的能量，才能相当于今天大爆炸遗留下来的一个典型光子所携带的能量。就信噪比而言，这是根本无法实现的。
探测霍金辐射的唯一可行方法是在黑洞周围建造一个巨大的、过冷的球体：阻挡所有外部辐射，并从其表面发射比黑洞本身发出的能量更少的能量（因此，温度更低的辐射）。这是一个疯狂的想法，它超越了今天任何可以想象的技术，尽管不一定是不可能的。如果我们希望直接从我们宇宙中的实际黑洞中探测到霍金辐射，这些都是我们需要克服的障碍。
