Имелась, однако, одна вещь, которую можно было бы сделать с фоново-зависимыми методами. Вместо того, чтобы пытаться проквантовать гравитацию и, тем самым, понять влияние, которое квантовая теория имеет на гравитационные волны, мы могли бы перевернуть проблему и спросить, какое влияние гравитация может оказывать на квантовые явления. Чтобы сделать это, мы могли бы изучить движение квантовых частиц в пространствах-временах, где гравитация важна, таких как чёрные дыры или расширяющаяся вселенная. Начавшись в 1960х, в этом направлении был достигнут большой прогресс. Это важное направление, поскольку некоторые открытия приводят к загадкам, на решение которых направлены более поздние подходы, такие как теория струн.

Первым успехом было предсказание, что когда гравитационное поле быстро меняется во времени, должны рождаться элементарные частицы. Эта идея смогла быть применена к ранней вселенной, когда она быстро расширялась, и привела к предсказаниям, которые используются по сей день в изучении ранней вселенной.

Успех этих вычислений побудил нескольких физиков попытаться сделать нечто более тяжёлое, которое заключалось в изучении влияния, которое чёрная дыра может оказывать на квантовые частицы или поля. Проблема здесь в том, что, хотя чёрные дыры имеют область, где геометрия очень быстро эволюционирует, эта область скрыта за горизонтом. Горизонт представляет собой саван для света, который стоит на месте. Он отмечает границу региона, в пределах которого весь свет втягивается вовнутрь, по направлению к центру чёрной дыры. Так что никакой свет не может спастись из-под горизонта. Снаружи чёрная дыра кажется статической, но именно внутри её горизонта есть регион, по направлению к которому всё втягивается всё более и более сильными гравитационными полями. Они заканчиваются в сингулярности, где всё бесконечно и время останавливается.

Первый значительный результат соединения квантовой теории с чёрными дырами был получен в 1973 Якобом Бекенштейном, молодым израильским аспирантом Джона Арчибальда Уилера в Принстоне. Он сделал ошеломляющее открытие, что чёрные дыры обладают энтропией. Энтропия есть мера беспорядка, и имеется известный закон, именуемый вторым законом термодинамики, устанавливающий, что энтропия замкнутой системы никогда не может уменьшаться. Бекенштейн озаботился вопросом, что если он взял ящик, заполненный горячим газом, — который должен был иметь много энтропии, поскольку движение молекул газа было хаотическим и неупорядоченным, — и сбросил его в чёрную дыру, энтропия вселенной будет казаться уменьшившейся, поскольку газ никогда не сможет быть восстановленным. Чтобы сохранить второй закон, Бекенштейн предположил, что чёрная дыра должна сама иметь энтропию, которая должна была повыситься, когда на неё упал ящик газа, так что полная энтропия вселенной никогда не будет уменьшаться. Обработав несколько простых примеров, он смог показать, что энтропия чёрной дыры должна быть пропорциональна площади окружающего её горизонта.

Это приводит к загадке. Энтропия есть мера хаотичности, а хаотическое движение есть теплота. Так что же, чёрная дыра должна иметь также и температуру? Годом позже, в 1974, Стивен Хокинг смог показать, что чёрная дыра на самом деле должна иметь температуру. Он также смог установить точный коэффициент пропорциональности между площадью горизонта чёрной дыры и её энтропией.

Есть и другая сторона предсказанной Хокингом температуры чёрных дыр, которая будет важна для нас позднее, и которая заключается в том, что температура чёрной дыры обратно пропорциональна её массе. Это означает, что чёрные дыры ведут себя не так, как привычные объекты. Чтобы нагреть большинство вещей, вы должны подвести к ним энергию. Мы снабжаем огонь топливом. Чёрные дыры ведут себя противоположным образом. Если вы вводите в неё энергию или массу, вы делаете чёрную дыру более массивной — и она охлаждается.[5]

Эта головоломка с тех пор бросает вызов каждой попытке создать квантовую теорию гравитации: как мы можем объяснить температуру и энтропию чёрных дыр из первых принципов? Бекенштейн и Хокинг трактовали чёрную дыру как классический фиксированный фон, внутри которого двигались квантовые частицы, и их аргументы базировались на состоятельности известных законов. Они не описывали чёрную дыру как квантовомеханическую систему, поскольку это может быть сделано только в квантовой теории пространства-времени. Так что для любой квантовой теории гравитации является вызовом необходимость дать более глубокое понимание энтропии Бекенштейна и температуры Хокинга.

В следующем году Хокинг нашёл ещё одну загадку, прятавшуюся в указанных результатах. Поскольку чёрная дыра имеет температуру, она будет излучать как горячее тело. Но излучение уносит энергию от чёрной дыры. После достаточного количества времени вся масса чёрной дыры перейдёт в радиацию. Раз она теряет энергию, чёрная дыра становится легче. И вследствие только что обсуждённого мной свойства, когда она теряет массу, она нагревается, так что излучает быстрее и быстрее. В конце этого процесса чёрная дыра уменьшится до планковской массы, и потребуется квантовая теория гравитации, чтобы предсказать окончательную судьбу чёрной дыры.

Но какова бы ни была её окончательная судьба, возникает загадка относительно судьбы информации. В течение жизни чёрной дыры она втягивает гигантское количество вещества, переносящего гигантское количество внутренней информации. В конце же всё, что останется, это много горячей радиации, — которая, будучи хаотичной, не переносит информации совсем, — и микроскопическая чёрная дыра. Информация просто исчезла?

Это проблема для квантовой гравитации, поскольку в квантовой механике имеется закон, который говорит, что информация никогда не может быть разрушена. Квантовое описание мира предполагается точным, а отсюда вытекает, что, когда все детали приняты во внимание, информация не может быть потеряна. Хокинг сделал сильное утверждение, что испаряющаяся чёрная дыра теряет информацию. Это кажется противоречащим квантовой теории, так что он назвал это утверждение информационным парадоксом чёрной дыры. Любая предполагаемая квантовая теория гравитации нуждается в его разрешении.

Эти открытия 1970х были контрольными точками на пути к квантовой теории гравитации. С тех пор мы измеряли успех подхода к квантовой гравитации частично тем, насколько хорошо он отвечает на заданные вопросы по энтропии, температуре и потере информации в чёрных дырах.

Примерно в это время была, наконец, предложена идея по поводу квантовой гравитации, которая, кажется, работает, по меньшей мере, временами. Она привлекла использование идеи суперсимметрии к гравитации. В результате появилась супергравитация.

Я присутствовал на одной из первых презентаций, когда-либо дававшихся по этой новой теории. Это была конференция в 1975 в Цинциннати по развитию ОТО. Я был всё ещё студентом в Хэмпширском колледже, но я ходил всюду, надеясь узнать, о чём люди думали. Я помню некоторые прекрасные лекции Роберта Героха из Чикагского университета, который был тогда звездой в области математики бесконечных пространств. Он получил продолжительные овации за одну особенно элегантную демонстрацию. Тогда же было задвинутое в самый конец коференции сообщение молодого постдока по имени Петер ван Ньювенхёйзен. Я вспоминаю, что он изрядно нервничал. Он начал со слов, что он находится здесь, чтобы ввести качественно новую теорию гравитации. Он полностью завладел моим вниманием.

Ван Ньювенхёйзен сказал, что эта новая теория основана на суперсимметрии, тогда новой ещё идее по унификации бозонов и фермионов. Частицы, которые мы получаем из квантования гравитационных волн, называются гравитонами, и они являются бозонами. Но для суперсимметричной системы должны быть как бозоны, так и фермионы. ОТО не имеет фермионов, так что новые фермионы должны быть гипотетически суперпартнерами гравитонов. «Сгравитон» не лёгкое для произношения слово, так что они были названы гравитино.

Поскольку гравитино никогда не наблюдались, он сказал, что мы свободны в придумывании законов, которым они удовлетворяют. Для теории, которая симметрична относительно суперсимметрии, силы не должны изменяться, когда гравитино заменяются на гравитоны. Это устанавливает много ограничений на законы, и поиск решений с такими ограничениями требует недель кропотливых вычислений. Две команды исследователей финишировали почти одновременно. Ван Ньювенхёйзен был частью одной из этих команд; другая включала моего будущего консультанта в Гарварде Стэнли Дезера, который работал с одним из открывателей суперсимметрии, Бруно Зумино.