Tudományos pályája 1973 után vett fordulatot, amikor felismerte, hogy a kvantumhatások az ősrobbanást követő legkorábbi időszakon túl is meghatározó szerepet játszhatnak, nevezetesen a fekete lyukak környezetében zajló elemi részecskefizikai folyamatok révén. E felismeréshez Jacob Bekenstein doktori disszertációja (1972) vezette, amelynek szerzője Demetrious Christodolou (1970) vizsgálataira támaszkodva javasolta termodinamikai entrópia társítását a fekete lyukakkal (Bekenstein, 1973). Christodolou megállapította, hogy a fekete lyukat határoló eseményhorizont (amelyen belülről nem továbbítható információ a külvilágba) felülete két fekete lyuk összeolvadásával nem csökkenhet az összeolvadó objektumok különálló eseményhorizontjainak felületösszege alá. Ez a tulajdonság hasonló a környezetével energiát nem cserélő rendszerek entrópiájának egyirányú növekedési tendenciájához. Bekenstein a fekete lyuk entrópiájára az eseményhorizontja felületével arányos mennyiséget posztulált. Az arányossági tényezőt a fekete lyuk által elnyelt részecske révén a külvilág szempontjából elveszített információt jellemző Shannon-entrópia közelítő kiszámításával határozta meg. A rendszer általánosított teljes entrópiája a fekete lyukon kívüli világ részecskeeloszlásából származó szokásos járulék és a fekete lyuk entrópiájának összegéből áll. A fekete lyukat jellemző kisszámú tulajdonság (tömeg, elektromos töltés, perdület) megfeleltethető a szokásos további termikus állapothatározóknak. Hawking kozmológus kollégáival (John Bardeen és Brandon Carter) együttműködésben kidolgozta az e jellemzőkre építhető általánosított termodinamika négy alaptörvényét (Bardeen et al., 1973). A kérdés az volt, hogy pusztán egy érdekes formai analógiáról van-e szó, vagy mód van a fekete lyukak jelenlétét tükröző termodinamika megalapozására a környezetükben zajló fizikai folyamatokkal.

A termodinamikai fejlődés kitüntetett időirányának „összebékítése” a fizika részletes dinamikai elméleteinek az időirány tükrözésére mutatott változatlanságával Ludwig Boltzmannak a statisztikus mechanikát megalapozó munkássága óta szüntelenül újravitatott kérdés. Hawking életművének legjelentősebb eredménye a fekete lyuk eseményhorizontján átlépő anyagi részecske által okozott entrópiacsökkenés pontos kvantumelméleti kiszámítása volt, amellyel egyszerű egzakt képletet adott a fekete lyuk entrópiatartalmára (Hawking, 1975). Ezt az entrópiát ma szokás Bekenstein–Hawking-entrópiának hívni. Ugyanebben a munkájában mutatta ki, hogy a kvantumos folyamatok miatt a fekete lyuk nemcsak elnyel, hanem ki is bocsát részecskéket.1 Ezek energia szerinti eloszlását a fekete lyuk hőmérséklete egyértelműen meghatározza. A Hawking-sugárzás révén a fekete lyuk végül teljes energiáját képes „elpárologtatni”, ám ez általában igen lassú folyamat. A sugárzás kimutatása a ma létező ismert méretű fekete lyukak esetében reménytelennek tűnik. Az ősrobbanás időszakában keletkezett, a Nap tömegénél jóval kisebb tömegű fekete lyukak viszont már elpárologtak. Hawking a fiatal Univerzum folyamataiban látott esélyt az általa javasolt sugárzás nyomainak megtalálására (Hawking, 1974).

A sugárzás termikus jellege miatt semmiféle információt nem tartalmaz a fekete lyukba hullott anyag szerkezetéről vagy belső állapotáról. Adódik a következtetés, hogy az „elpárolgó” (energiáját kisugárzó) fekete lyuk megszűnésével a belehullott anyaghoz kapcsolódó minden információ is eltűnik, annak ellenére, hogy a fellépő részfolyamatok mindegyikére az információ megmaradása fennáll. Ennek a paradox helyzetnek a tisztázása érdekében önmagával és a kutatói közösséggel folytatott vitái végigkísérték Hawking életét.

A kozmológiai információvesztést képviselő álláspontját az évezredfordulóig egyre határozottabban képviselte. Változatos technikai megközelítésekkel jutott el a következő egyszerű fizikai képhez: Olyan téridőtartományok létezése, amelyekről a külső megfigyelőnek csak korlátozott információja lehetséges, arra vezet, hogy a határtartományban párban keltett részecskék egyike mindig visszahullik annak belsejébe, és ezért a külvilágban detektálható párjának egyértelmű kvantummechanikai állapota (az állapot „tisztasága”) megszűnik. Ez a kibocsátott részecske állapotának termikus keverékké alakulási mechanizmusa (Hawking, 1976). A téridő szerkezete által okozott és elkerülhetetlen „tudatlansági elv” (principle of ignorance) rárakódik a kvantummechanikai bizonytalansági elvre.

A kvantummechanikai folyamatok kozmológiai fontosságának felismerése az 1980-as évtizedben elvezette sajátos kvantumkozmológiájának megalkotásához. James D. Hartle-lal közös munkájában annak a feltevésnek a következményeit dolgozta ki, hogy legalábbis a legkorábbi fejlődési időszakban az Univerzum egészének egységes kvantummechanikai hullámfüggvénye volt (Hartle–Hawking, 1983). Kidolgozták ennek „Schrödinger-egyenletét”, amely a különböző makroszkopikus téridő-geometriákhoz vezető fejlődési utak valószínűségei meghatározásának eszköze. Az exponenciálisan felfúvódó (inflálódó) világegyetem elméletének legelső változatát ez időben fogalmazta meg Alan Guth (1981). Természetesen adódott a kihívás: milyen eséllyel vezet Hawking kvantumkozmológiája inflációs klasszikus téridő-dinamikára? A világegyetem hullámfüggvényének fejlődésére javasolt egyenlet közelítő numerikus megoldásai (Hawking, 1984) alapján érvelt amellett, hogy a lehetséges kimeneti klasszikus geometriák között az inflációs tágulásra vezető „kvantumutak” valószínűsége dominál (Halliwell–Hawking, 1985; Hawking–Turok, 1998). Egyre reálisabb közelítésekkel a 2010-es években is folytatta az inflációs korszakhoz vezető kvantumkozmológia fejlesztését.

Az új évezred első évtizedében a gravitációs modellvilágok vizsgálata a húrelmélet oldaláról kapott új irányt kijelölő lökést. Juan Maldacena (1998) megmutatta, hogy magasabb dimenziós világban konstruált feketelyuk-megoldásokban végbemenő folyamatok ekvivalensek speciális kvantumtérelméletek szórási folyamatait jellemző függvényekkel. E megfeleltetést használva Hawking részvételével újabb, az eredeti eredményt reprodukáló levezetést adtak a fekete lyuk entrópiájára (Hawking et al., 2001). A térelméleti megfeleltetésben elvégzett számítás a külvilág részecskeinek a horizont mögötti nem észlelhető részecskékkel fennálló kvantumos összefonódottságából eredő entrópiával azonosítja a fekete lyuk entrópiáját. Ugyanakkor a kvantumtérelméleti ekvivalens nyelven végzett számítások során semmiféle információvesztéssel járó folyamat nem lép fel. Bár a modell konklúziói nem általánosíthatóak automatikusan a mi világunkra, de erős kételyeket támasztanak az információvesztés bekövetkeztét illetően. Saját kvantumkozmológiai egyenleteinek vizsgálatával végül Hawking is arra jutott, hogy a kifejlett klasszikus téridő-geometriában csak információt őrző folyamatok észlelhetők (Hawking, 2005). Így még élesebbé vált a helyzet paradoxona: ha nem vész el az információ, akkor hol és hogyan őrződik meg a fekete lyuk elpárolgása során? Van-e mód visszanyerésére?

Élete utolsó nagy hatású vizsgálatában munkatársaival arra jutott, hogy a fekete lyuk megoldásokhoz kvantumszinten az eseményhorizonthoz közel tárolt extrém alacsony energiájú („puha”) gravitonok és fotonok sokasága társul (Hawking et al., 2016). Ebben a felületi képződményben őrződik az elnyelt teljes információ, egyfajta hologramot alkotva. Az információ kinyerhetőségére vonatkozó következtetés kimondásához a cikk konklúziója további vizsgálatokat tart szükségesnek…

Stephen Hawking tudományos életpályája a kvantumterek és a gravitáció modern elméletének egészét átfogó alkotókészség ritka példája, amely kiemelkedően stimulálta a tudományterület kutatóközösségét. A fekete lyukak sugárzásának elméletileg vitathatatlan érvényességű tárgyalásával és e sugárzás paradox tulajdonságaiból fakadó kihívások világos megfogalmazásával nevéhez kapcsolható paradigmát hozott létre, amely fizikai személyiségének eltávozása után is megmarad a kutatói érdeklődés fókuszában.