В 1972 г. ученик Уилера Якоб Бекеннггейн предложил элегантное решение проблемы энтропии черной дыры. По представлениям Бекенштейна, развитым впоследствии Стивеном Хокингом, любая энтропия, привнесенная упавшим в черную дыру веществом, отзывается увеличением площади горизонта. То есть когда энтропия немного возрастает, горизонт событий черной дыры становится чуть-чуть шире. Набухание черных дыр, следовательно, относится к тем самым возрастным изменениям.
Как продемонстрировал Хокинг, из теории Бекенштейна следует потрясающий вывод о конечной судьбе черных дыр. Хотя из-под горизонта ничто не может выйти не будучи разрушенным,
Хокинг высказал гипотезу, что черные дыры теряют свою массу за счет излучения. Удивлению астрофизиков не было предела. Но так называемое хокинговское излучение является следствием одного из умозаключений Бекенштейна. Он не только определил, что такое энтропия черных дыр, но и показал, что у них есть температура. А поскольку все в природе, нагретое до некоторой температуры, - от лавы до звезд, светится (в видимых или невидимых лучах), Хокинг отсюда заключил, что и черные дыры должны излучать. Чтобы частицы могли обойти препятствие, которое представляет собой горизонт событий, приходится предположить, что они совершают квантовое туннелирование. Примерно так же, как альфа-частицы сбегают из ядра в обход ядерных сил. Частицы будут целую вечность вытекать едва сочащимися струйками, слишком слабыми, чтоб нам их наблюдать. Чем тяжелее черная дыра, тем ниже ее температура и тем дольше она испаряется. Скажем, прежде чем полностью «выкипит» черная дыра, образовавшаяся в результате коллапса звезды с массой в десять раз больше, чем у Солнца, пройдет 1070 (единица с семьюдесятью нулями) лет. Здесь даже сравнивать с возрастом Вселенной бесполезно. Столь большое время жизни пока не позволяет зарегистрировать хокинговское излучение в прямых наблюдениях.
Черные дыры полегче испарятся быстрее. Но возникает задача, как их получить, потому что механизм звездного коллапса здесь уже не работает. Звезды солнечной массы, например, оканчивают свою жизнь не в виде черных дыр, а в виде тусклых белых карликов. Давление внутри них предотвращает дальнейшее сжатие, и такие звезды, застряв на полпути к черной дыре, просто-напросто постепенно остывают.
Как бы то ни было, в решении Шварцшильда о минимальной массе черной дыры ничего не говорится. Однако есть выражение для радиуса Шварцшильда (расстояния от центра до горизонта событий), включающее в себя массу материи, неважно, сколько ее. Чем легче тело, тем меньше у него радиус Шварцшильда.
Скажем, у черной дыры вдесятеро тяжелее Солнца этот радиус составит около 30 км, то есть она спокойно поместится на территории штата Род-Айленд. Если б некая мощная сила смогла бы загнать Землю под ее радиус Шварцшильда, наша планета оказалась бы размером с жемчужину. Человек, сжатый до своего радиуса Шварцшалъда, был бы в миллиарды. раз меньше атомного ядра. Да уж, о прямых измерениях здесь говорить не приходится.
В 2001 г. Савас Димопулос вместе с физиком из Браувовскоги университета Грегом Лэндсбергом. опубликовали вызвавшую много толков статью, в которой утверждали, что черные мини-дыры, может быть, удастся зарегистрировать на БАК. Их радиус Шварцшильда должен быть порядка планковской длины, то есть порядка 10-33 см - почти в триллион миллиардов раз меньше атомного ядра. Взяв за основу теории с большими дополнительными измерениями, соавторы оценили, что БАК будет штамповать около 10 млн таких черных дыр в год. БЭП в свое время выдавал примерно столько же Z-бозонов.
Смоделированное изображение рождения и распада черных мини-дыр в детекторе АТЛАС.