Ε σ χ α τ ο λ ο γ ι κ έ ς π ρ ο ο π τ ι κ έ ς γ ι α τ ο μ έ λ λ ο ν τ ο υ Σ ύ μ π α ν τ ο ς του Νίκου Πράντζου, αστροφυσικού

Transcript

1 ΜΕΡΟΣ 1 ο Ε σ χ α τ ο λ ο γ ι κ έ ς π ρ ο ο π τ ι κ έ ς γ ι α τ ο μ έ λ λ ο ν τ ο υ Σ ύ μ π α ν τ ο ς του Νίκου Πράντζου, αστροφυσικού (Το άρθρο αυτό πρωτοδημοσιεύτηκε στο περιοδικό «ΠΕΡΙΣΚΟΠΙΟ ΤΗΣ ΕΠΙΣΤΗΜΗΣ» τον Οκτώβριο του 1982 με τον αδόκιμο τίτλο «Ο θάνατος του Σύμπαντος». Έχει ιδιαίτερη αξία για τον γράφοντα, γιατί αποτελεί το πρώτο άρθρο του, που δημοσιεύτηκε ποτέ σε ελληνικό περιοδικό. Στα 18 χρόνια που πέρασαν από τότε, σημαντικές αλλαγές σημειώθηκαν στο χώρο της κοσμολογίας, αλλαγές που επέβαλαν κάποιες μετατροπές στο αρχικό κείμενο. Μια διασκευή του άρθρου αυτού στα γαλλικά, δημοσιεύτηκε στο περιοδικό «La Recherche» του Ιουνίου του Μια πολύ εκτενέστερη εκδοχή περιλαμβάνεται στο τελευταίο κεφάλαιο του βιβλίου μου «VOYAGES DANS LE FUTUR», που κυκλοφόρησε μεταφρασμένο στα ελληνικά προς το τέλος του 2001). Ποια θα είναι η μελλοντική εξέλιξη και το πιθανό «τέλος» του Σύμπαντος; Η απάντηση στο ερώτημα εξαρτάται από το αν το Σύμπαν είναι «κλειστό» ή «ανοιχτό». Η ανάπτυξη της Κοσμολογίας τα τελευταία 40 χρόνια υπήρξε αναμφισβήτητα εντυπωσιακή. Στον τομέα της παρατήρησης, το σημαντικότερο γεγονός ήταν οπωσδήποτε η ανακάλυψη από τους A. Penzias και R. Wilson, το 1965, της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (cosmic background radiation) των 3 ο Κ, ενώ στο θεωρητικό τομέα, η πρόοδος οφείλεται σε μεγάλο βαθμό στις ανακαλύψεις της σύγχρονης Μικροφυσικής. Συνέπεια της προόδου αυτής ήταν και η ραγδαία ανάπτυξη της σχετικής βιβλιογραφίας, σε σημείο που να υπάρχουν σήμερα χιλιάδες αναφορές, σε επιστημονικό και εκλαϊκευμένο επίπεδο, γύρω από το παρελθόν του Σύμπαντος: τη γέννησή του και την εξέλιξή του μέχρι σήμερα. Η άλλη όψη του νομίσματος, η μελλοντική δηλαδή εξέλιξη του Σύμπαντος, δεν έχει γίνει ως τώρα αντικείμενο σοβαρής έρευνας, όπως δείχνει και μια ματιά στη σχετική βιβλιογραφία, όπου δεν βρίσκει κανείς περισσότερες από μια εικοσαριά αναφορές. Οι λόγοι για την «ασυμμετρία» αυτή, οφείλονται προφανώς στην ίδια τη φύση των ερευνών αυτού του είδους: Ένα βασικό χαρακτηριστικό μιας επιστημονικής θεωρίας, είναι το να παρέχει τη δυνατότητα για πειραματική επαλήθευση ή απόρριψη των πορισμάτων της, πράγμα που συνήθως συμβαίνει για το παρελθόν του Σύμπαντος. Παράδειγμα: η ακτινοβολία των 3 ο Κ, κατάλοιπο της εποχής αποσύνδεσης ύλης - ακτινοβολίας (κάπου χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη) σύμφωνα με τη θεωρία του Big Bang. Αντίθετα, καμιά θεωρία για το μέλλον του Σύμπαντος δεν μπορεί να κάνει προβλέψεις επιδεχόμενες επαλήθευση μέσα σε λογικό χρονικό διάστημα, πράγμα που της αφαιρεί προκαταβολικά ένα μεγάλο μέρος από το επιστημονικό της κύρος. Είναι όμως αυτό λόγος για να εγκαταλειφθεί και οποιαδήποτε σχετική προσπάθεια; Η ιστορία έχει δείξει ότι μερικές φορές η πρόοδος καθυστερεί, ακριβώς γιατί δεν παίρνουμε τις θεωρίες μας και τόσο στα σοβαρά. Παράδειγμα η ίδια η θεωρία του Big Bang, θεμελιωμένη στη βασική της μορφή από τον G. Gamow και τους συνεργάτες του γύρω στο 1950: ενώ η ύπαρξη της ακτινοβολίας των 3 ο Κ προβλεπόταν σαν φυσική συνέπεια της θεωρίας, η ανακάλυψή της έγινε 15 χρόνια αργότερα, κι αυτό συμπτωματικά, ενώ τα κατάλληλα μέσα υπήρχαν ήδη πριν από αρκετά χρόνια. Η ευθύνη γι αυτή την καθυστέρηση βαρύνει βέβαια τους θεωρητικούς που δεν έκαναν το τελικό βήμα, να πείσουν τον εαυτό τους και τους ραδιοαστρονόμους ότι αυτή η ακτινοβολία έπρεπε να υπάρχει και ότι θα έπρεπε συνεπώς να την αναζητήσουν.

2 Δεν μπορεί λοιπόν να θεωρηθεί αντιεπιστημονικό το να στηριχτεί κανείς σε γνωστούς φυσικούς νόμους και να εξετάσει τις πιο ακραίες συνέπειές τους, αρκεί να έχει επίγνωση των κινδύνων που τέτοιες προσπάθειες συνήθως περικλείουν. Πάνω σ αυτή τη βάση, δημοσιεύτηκαν στη ετία του 70 μερικά άρθρα γύρω από την πιθανή μελλοντική εξέλιξη του Σύμπαντος, με κυριότερα αυτά των M. Rees (1969) και F. Dyson (1979). Στα άρθρα αυτά για πρώτη φορά εμφανίζεται επίσημα στη διεθνή βιβλιογραφία (απ ό,τι γνωρίζω), ο όρος «εσχατολογία» (eschatology: «η μελέτη του τέλους του Σύμπαντος») που ο Dyson ελπίζει ότι θα εξελιχτεί σύντομα «σ ένα αξιόλογο επιστημονικό κλάδο, κι όχι απλά σ ένα παρακλάδι της θεολογίας». Προσπαθώντας να κινηθούν μέσα σε όσο γίνεται πιο συντηρητικά (= επιστημονικά ;) πλαίσια, οι μελέτες αυτές ξεκινούν με βάση ορισμένες παραδοχές, οι κυριότερες από τις οποίες είναι: Οι βασικοί νόμοι της φύσης είναι ήδη γνωστοί. Οι νόμοι αυτοί δεν αλλάζουν στο πέρασμα του χρόνου. Η επίδραση της έλλογης ζωής πάνω στην εξέλιξη του Σύμπαντος αγνοείται. Η σκοπιμότητα των δυο πρώτων από τις παραδοχές αυτές είναι προφανής Οι ίδιες παραδοχές, αντίθετα, δεν είναι διόλου προφανείς: Ας μη ξεχνάμε ότι 0 μόλις χρόνια πριν, η θεωρία της Σχετικότητας και η Κβαντομηχανική, τα δυο θεμέλια της σύγχρονης Φυσικής, ήταν εντελώς άγνωστες και συνεπώς κανείς δεν μπορεί να αποκλείσει νέες θεμελιώδεις ανακαλύψεις στο μέλλον, οι οποίες θα μεταβάλλουν ριζικά την αντίληψή μας για τη φύση. Όσο για την τρίτη ο Dyson λέει χαρακτηριστικά: «Αν πρόκειται να εξετάσουμε τους τρόπους, με τους οποίους η έλλογη ζωή θα είναι σε θέση να καθοδηγήσει την εξέλιξη του Σύμπαντος σύμφωνα με τους δικούς της σκοπούς, θα υποχρεωθούμε να θεωρήσουμε το ποιοι μπορεί να είναι αυτοί οι σκοποί και οι αξίες της έλλογης ζωής πράγμα που μας φέρνει αντιμέτωπους με ένα από τα μεγαλύτερα ταμπού της σύγχρονης επιστήμης: οποιαδήποτε ανάμιξη της γνώσης με (ηθικές) αξίες είναι παράνομη, απαγορεύεται». Η εργασία που ακολουθεί αποτελεί μια σύνθεση των μελετών αυτών πάνω στην πιθανή μελλοντική εξέλιξη του Σύμπαντος: Στο πρώτο μέρος δίνονται συνοπτικά μερικά βασικά στοιχεία της σύγχρονης Κοσμολογίας που αφορούν το παρελθόν του Σύμπαντος (μόνο όσα είναι απαραίτητα για τη συνέχεια). Στο δεύτερο μέρος παρουσιάζονται κάποια στοιχεία από την εξέλιξη των άστρων, καθώς και οι γενικές γραμμές της εξέλιξης ενός «κλειστού» Σύμπαντος. Στο τρίτο μέρος εξετάζεται περισσότερο διεξοδικά η εξέλιξη του «ανοικτού» Σύμπαντος. Στο τέταρτο μέρος, γίνεται μια σύντομη εξέταση των προοπτικών που παρουσιάζονται για τη ζωή σ ένα ανοικτό Σύμπαν, σύμφωνα και πάλι με τις ιδέες του F Dyson. 1.- Ταξίδι στο παρελθόν του Σύμπαντος Αρχίζουμε με μια σύντομη αναδρομή στο «παρελθόν» του Σύμπαντος, όπως το βλέπει η κυρίαρχη σήμερα αντίληψη στην Κοσμολογία. Η αναδρομή αυτή είναι χρήσιμη για την κατανόηση των πιθανών μελλοντικών εξελίξεων. Σε κοσμική κλίμακα, σαν θεμελιώδεις «μονάδες» της ύλης μπορούν να θεωρηθούν οι γαλαξίες: συγκεντρώσεις δισεκατομμυρίων άστρων, σκόνης και μεσοαστρικού αερίου με διαστάσεις μερικών δεκάδων χιλιάδων ετών φωτός. Κάτω από την επίδραση της αμοιβαίας βαρυτικής τους έλξης, σχηματίζουν ομάδες από μερικές δεκάδες μέχρι και χιλιάδες μέλη, τα γαλαξιακά σμήνη. Εκατοντάδες δισεκατομμύρια απ αυτές τις «νησίδες» του διαστήματος βρίσκονται σχετικά ομοιόμορφα διασκορπισμένες στο προσιτό μας Σύμπαν, σε μια ακτίνα 15 δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Στόχος της Κοσμολογίας είναι η κατανόηση της γένεσης και εξέλιξης του κοσμικού αυτού «ρευστού».

3 Θεμελιώδη ρόλο στην ανάπτυξη της σύγχρονης Κοσμολογίας έπαιξε η ανακάλυψη από τον Ε. Hubble, το 1929, του «νόμου της φυγής των γαλαξιών». Όλοι οι γαλαξίες, εκτός από αυτούς που ανήκουν στο ίδιο σμήνος, απομακρύνονται μεταξύ τους με μια ταχύτητα v, ανάλογη προς την απόστασή τους D: v = H.D, όπου Η είναι η σταθερά του Hubble, η τιμή της οποίας εκτιμάται σήμερα στα km.sec -1.Mpc -1. Το συμπέρασμα αυτό προκύπτει από το γεγονός ότι οι φασματικές τους γραμμές παρουσιάζονται μετατοπισμένες προς το κόκκινο. Σε προηγούμενες εποχές, λοιπόν, οι αποστάσεις μεταξύ των γαλαξιών ήταν μικρότερες απ ό,τι σήμερα, και προεκτείνοντας έτσι προς το παρελθόν, μπορεί να φανταστεί κανείς μια «αρχική» χρονική στιγμή (t = 0), όπου οι αποστάσεις αυτές ήταν μηδενικές. Με βάση την εικόνα αυτή, και θέλοντας κυρίως να εξηγήσουν την παρατηρούμενη αναλογία των διαφόρων χημικών στοιχείων στο Σύμπαν, οι Gamov, Alpher και Herman διαμόρφωσαν, το 1948, τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang). Σύμφωνα με τη θεωρία αυτή, όλη η ύλη του Σύμπαντος βρισκόταν τη στιγμή t = 0 συμπυκνωμένη κάτω από συνθήκες εξαιρετικά υψηλής θερμοκρασίας και πίεσης, που οι γνωστοί μας φυσικοί νόμοι αδυνατούν να περιγράψουν. Για κάποιο (άγνωστο) λόγο, το πρωταρχικό αυτό «κοσμικό αυγό» εξερράγη και κατά τη διαστολή του, που συνεχίζεται ακόμα, το Σύμπαν απέκτησε σιγά σιγά τη σημερινή του μορφή. Τον ίδιο περίπου καιρό, ο F. Hoyle και οι H. Bondi και T. Gold, είχαν διατυπώσει τη θεωρία της Σταθερής Κατάστασης (Steady State), κατά την οποία στα κενά που δημιουργούνται από την απομάκρυνση των γαλαξιών, παράγεται συνεχώς ύλη από το μηδέν, σε τρόπο ώστε το Σύμπαν να παρουσιάζει την ίδια εικόνα σ όλες τις εποχές. Η θεωρία αυτή με τις ενδιαφέρουσες οπωσδήποτε φιλοσοφικές προεκτάσεις, αν και τροποποιήθηκε στη συνέχεια από τους Hoyle και Narlikar, δεν μπόρεσε ν αντέξει στο κτύπημα που της κατάφερε η ανακάλυψη της ακτινοβολίας των 3 ο Κ: όπως και πολλές άλλες κοσμολογικές θεωρίες, δεν είναι σε θέση να την εξηγήσει ικανοποιητικά και έτσι η θεωρία του Big Bang έχει σήμερα επικρατήσει ολοκληρωτικά. Μια θαυμάσια εισαγωγή στο μοντέλο του Big Bang αποτελεί το κλασικό βιβλίο του S. Weinberg «Τα τρία πρώτα λεπτά του Σύμπαντος». Γραμμένο το 1977, παρουσιάζει τις μέχρι τότε ιδέες των κοσμολόγων, οι οποίοι είχαν καταφέρει ν «ανέβουν» προς τα πίσω στο ρεύμα του χρόνου, μέχρι ένα εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου ( -6 sec) από τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης. Στα χρόνια που πέρασαν από τότε, η αλματώδης ανάπτυξη της θεωρητικής Φυσικής και πιο συγκεκριμένα η διατύπωση των Μεγαλειωδών Ενοποιημένων Θεωριών (της υπερσυμμετρίας και των υπερχορδών), επέτρεψαν να διεισδύσουμε βαθύτερα στη δομή της ύλης και να κατανοήσουμε τη συμπεριφορά της σε πολύ πιο ακραίες καταστάσεις απ ό,τι προηγουμένως. Ανάμεσα στ άλλα, οι θεωρίες αυτές είναι σε θέση να ερμηνεύσουν το λόγο S = N B /N γ -9 του αριθμού των βαρυονίων προς τον αριθμό των φωτονίων, καθώς και την ασυμμετρία ύλης αντιύλης, που παρατηρούνται στο Σύμπαν. Έτσι, σήμερα είμαστε σε θέση να μελετούμε ακόμα πιο πρώιμες φάσεις της ιστορίας του Σύμπαντος, φτάνοντας στα -43 sec από τη στιγμή της δημιουργίας του. Παρά τη συναρπαστική γοητεία τους, οι θεωρίες αυτές δεν πρόκειται να μας απασχολήσουν εδώ, αφού δεν παίζουν ιδιαίτερο ρόλο στη συνέχεια της έρευνάς μας. Ξεκινάμε λοιπόν την αναδρομή μας στο Big Bang, ένα περίπου εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου ( -6 sec) από την «αρχή» του χρόνου (σχ.1). Τη στιγμή εκείνη το Σύμπαν αποτελείται από ένα πολύ πυκνό και θερμό (Τ 14 ο Κ) πλάσμα, μέσα στο οποίο η ύλη (αδρόνια, λεπτόνια και τα αντίστοιχα αντισωματίδιά τους) βρίσκεται σε ισορροπία με την ακτινοβολία (φωτόνια): σε κάθε δηλαδή σύγκρουση σωματιδίου - αντισωματιδίου («εξαϋλωση») και μετατροπή τους σε ακτινοβολία, αντιστοιχεί η σύγκρουση ενός ζεύγους φωτονίων και εμφάνιση ζεύγους σωματιδίου αντισωματιδίου («υλοποίηση») με μάζες Μ = Ε/c 2 (όπου Ε είναι η ενέργεια των φωτονίων, ανάλογη προς τη θερμοκρασία Τ και c η ταχύτητα του φωτός). Με τον τρόπο αυτό ο αριθμός των σωματιδίων κάθε είδους διατηρείται σταθερός και ίσος περίπου προς τον αριθμό των φωτονίων. Τα αδρόνια (κυρίως πρωτόνια, νετρόνια και τα αντισωματίδιά τους), με το να είναι βαρύτερα από τα υπόλοιπα συστατικά του

4 πλάσματος, παίζουν τον κύριο ρόλο στη δυναμική συμπεριφορά του συστήματος και γι αυτό η περίοδος αυτή λέγεται «αδρονική». ΣΧΗΜΑ 1 Μεταβολή της πυκνότητας και της θερμοκρασίας του Σύμπαντος συναρτήσει του χρόνου, σύμφωνα με το τυπικό μοντέλο του Big Bang. Η συνεχής γραμμή αντιστοιχεί στην πυκνότητα και η διακεκομμένη στη θερμοκρασία. Με το πέρασμα του χρόνου όμως, το Σύμπαν διαστέλλεται και η θερμοκρασία του πέφτει: Τα φωτόνια δεν έχουν πια αρκετή ενέργεια ώστε να «υλοποιήσουν» τα βαρύτερα σωματίδια (αδρόνια αντιαδρόνια), τα οποία αλληλοεξουδετερώνονται, αφήνοντας πίσω τους ένα ελάχιστο περίσσευμα αδρονίων. Έτσι ένα δεκάκις χιλιοστό του δευτερολέπτου ( -4 sec) από τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης και ενώ η θερμοκρασία βρίσκεται στους 12 ο Κ, περνάμε στη «λεπτονική» περίοδο. Τον κύριο λόγο έχουν τώρα τα πολυάριθμα λεπτόνια (μιόνια, ηλεκτρόνια, νετρίνα και τα αντισωματίδιά τους) σε θερμική πάντα ισορροπία με την ακτινοβολία. Ένα μόλις δευτερόλεπτο αργότερα, η πυκνότητα και η θερμοκρασία έχουν ελαττωθεί τόσο (Τ ο Κ), ώστε οι συγκρούσεις των νετρίνων, οι οποίες διατηρούσαν τα σωματίδια αυτά σε θερμική ισορροπία με τα υπόλοιπα συστατικά του κοσμικού πλάσματος, γίνονται εξαιρετικά σπάνιες. Από τη στιγμή αυτή τα νετρίνα «αποδεσμεύονται» από την υπόλοιπη ύλη, με την οποία αντιδρούν ελάχιστα στο εξής και ακολουθούν τη δική τους ανεξάρτητη πορεία μέσα στο διαστελλόμενο Σύμπαν, το οποίο είναι πια «διαφανές» γι αυτά. Δεκατρία δευτερόλεπτα αργότερα, η θερμοκρασία έχει κατέβει στους 3. 9 ο Κ. Η ενέργεια των φωτονίων δεν επαρκεί τώρα ούτε για την υλοποίηση και των ελαφρότερων ακόμα λεπτονίων (ηλεκτρόνια ποζιτρόνια), τα οποία αρχίζουν να εξαφανίζονται

5 με τη σειρά τους. Παραμένει βέβαια ένα μικρό πλεόνασμα ηλεκτρονίων, αντίστοιχο μ αυτό που απόμεινε λίγο πριν από τα αδρόνια, σε τρόπο ώστε το συνολικό ηλεκτρικό φορτίο του Σύμπαντος (θετικό των πρωτονίων + αρνητικό των ηλεκτρονίων) να είναι περίπου μηδενικό. Η πυκνότητα της ύλης είναι τώρα πολύ μικρότερη από την πυκνότητα της ακτινοβολίας. (Ν/Ν γ -9, όπου Ν η πυκνότητα των σωματιδίων και Ν γ η πυκνότητα των φωτονίων), η οποία γίνεται έτσι ο κύριος ρυθμιστής αυτής της περιόδου της εξέλιξης του Σύμπαντος (περίοδος ακτινοβολίας). Τρία λεπτά αργότερα και ενώ η θερμοκρασία έχει πέσει στους 9 ο Κ, οι πρώτοι σταθεροί πυρήνες ηλίου (He 4 ) αρχίζουν να σχηματίζονται, από την ένωση πρωτονίων και νετρονίων: η ενέργεια των φωτονίων δεν επαρκεί πια για να τους διασπάσει, όπως συνέβαινε μέχρι τότε. Και η διαστολή του Σύμπαντος συνεχίζεται μέσα στο ίδιο πλαίσιο για περίπου χρόνια, οπότε συμβαίνει μια σημαντική αλλαγή. Η ενέργεια των φωτονίων έχει ελαττωθεί τόσο (Τ 3000 ο Κ), ώστε τα πρωτόνια μπορούν πια να δεσμεύσουν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και να σχηματίσουν έτσι άτομα υδρογόνου. Μέσα σε λίγο διάστημα, όλα τα ελεύθερα ηλεκτρόνια δεσμεύονται με τον τρόπο αυτό και οι συχνές συγκρούσεις ηλεκτρονίων φωτονίων που εξασφάλιζαν τη θερμική ισορροπία ύλης ακτινοβολίας, παύουν στο εξής να υπάρχουν. Έτσι το Σύμπαν, που μέχρι τότε παρουσιαζόταν αδιαπέραστο στην ακτινοβολία, γίνεται τώρα διαφανές αφού τα νεοσχηματισμένα άτομα δεν είναι σε θέση να τη συγκρατήσουν αποτελεσματικά (η πιθανότητα αλληλεπίδρασης ατόμου φωτονίου, είναι πολύ μικρότερη από αυτήν ηλεκτρονίου φωτονίου). Η ύλη λοιπόν αποσυνδέεται από την ακτινοβολία και στο εξής η κάθε μια ακολουθεί το δικό της δρόμο: Η ακτινοβολία αραιώνει και ψύχεται σύμφωνα με το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος, διατηρώντας πάντα την κατανομή του «μέλανος σώματος», που είχε τη στιγμή της αποσύνδεσης, όταν βρισκόταν ακόμα σε θερμική ισορροπία με την ύλη: Το μήκος κύματος που αντιστοιχεί στη χαρακτηριστική θερμοκρασία της μετατοπίζεται προς ολοένα μεγαλύτερες τιμές. Στη σημερινή εποχή, περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια από τότε, η χαρακτηριστική θερμοκρασία της έχει πέσει στους 3 ο Κ, και το αντίστοιχο μήκος κύματος βρίσκεται στην περιοχή των ραδιοκυμάτων (0,09 cm). Η ανίχνευση αυτής ακριβώς της ακτινοβολίας, στην οποία «λούζεται» ολόκληρο το Σύμπαν, ήλθε το 1965 να ενισχύσει τη θεωρία του Big Bang και είναι σήμερα ένας από τους κύριους λόγους που μας κάνουν να πιστεύουμε ότι το μοντέλο αυτό είναι, στις γενικές τουλάχιστον γραμμές του, σωστό. Η εξέλιξη της ύλης από την άλλη μεριά, καθορίζεται αποκλειστικά από τη βαρύτητα: Η δράση της, σε συνδυασμό με τη διαστολή του Σύμπαντος, «κομματιάζει» την αρχικά ομοιογενή κατανομή της ύλης σε μικρότερους σχηματισμούς, από τη συμπύκνωση των οποίων θα προέλθουν αργότερα οι γαλαξίες και τα άστρα. Ο μηχανισμός των διαδικασιών αυτών αποτελεί ένα από τα σημαντικότερα πεδία έρευνας της σύγχρονης Αστροφυσικής Η δυναμική συμπεριφορά του συστήματος περιγράφεται από τις εξισώσεις της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας (η ικανοποιητικότερη θεωρία που έχουμε για τη βαρύτητα): πρόκειται για τις δυο «κοσμολογικές» εξισώσεις του Αϊνστάιν και μια «εξίσωση κατάστασης» που συνδέει την πίεση με την πυκνότητα του κοσμικού ρευστού. Οι λύσεις των εξισώσεων αυτών, που βρέθηκαν από τους Friedman, Lemaitre, κ.ά. στη δεκαετία του 20, δίνουν το ρυθμό της μεταβολής του μεγέθους του Σύμπαντος, σε συνάρτηση με το χρόνο t (σχ. 2), εξαρτώνται δε από την «παράμετρο πυκνότητας» Ω, δηλαδή ουσιαστικά από το λόγο της πυκνότητας ρ του Σύμπαντος προς μια κρίσιμη πυκνότητα ρ c. Ανάλογα με την τιμή αυτής υπάρχουν οι εξής περιπτώσεις:

6 !"Ω<1 ή ρ ρ c : Το Σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα, αφού δεν υπάρχει αρκετή ύλη ώστε να «φρενάρει» τη διαστολή. (Σύμπαν «ανοικτό» και άπειρο)!"ω>1 ή ρ > ρ c : Το Σύμπαν θα διασταλεί μέχρι ένα σημείο και θ αρχίσει στη συνέχεια να καταρρέει κάτω από την επίδραση της βαρύτητάς του. (Σύμπαν «κλειστό» και πεπερασμένο). Στην πρώτη περίπτωση ο χώρος περιγράφεται από την «υπερβολική» γεωμετρία του Lobachevsky (από ένα σημείο εκτός ευθείας φέρονται άπειρες παράλληλες προς αυτή, το άθροισμα των γωνιών ενός τριγώνου είναι μικρότερο από 180 ο κ.λπ), ενώ στη δεύτερη από την «ελλειπτική» γεωμετρία του Riemann (δεν υπάρχουν παράλληλες, άθροισμα γωνιών τριγώνου μεγαλύτερο των 180 ο κ.λπ.). Τέλος στην οριακή περίπτωση όπου Ω = 1 (ρ = ρ c ), ο χώρος έχει τη γνωστή μας Ευκλείδεια γεωμετρία. ΣΧΗΜΑ 2 Η μεταβολή της παραμέτρου κοσμικής κλίμακας R συναρτήσει του χρόνου. Η R αντιστοιχεί στην απόσταση μεταξύ δύο γαλαξιών και μόνο στην περίπτωση ενός πεπερασμένου Σύμπαντος μπορεί να θεωρηθεί σαν ακτίνα του. Οι διάφορες καμπύλες αντιστοιχούν στις εξής περιπτώσεις: Ω < 1 : Η διαστολή του Σύμπαντος συνεχίζεται επ άπειρο Ω = 1 : Η διαστολή σταματά ασυμπτωτικά (για t ) Ω > 1 : Η διαστολή σταματά και το Σύμπαν καταρρέει.

7 Η τιμή της κρίσιμης πυκνότητας στη σημερινή εποχή είναι: ρ c gr/cm 3. Η τιμή της πυκνότητας της σκοτεινής ύλης, όπως προκύπτει από τις μέχρι τώρα παρατηρήσεις, είναι: ρ gr/cm 3 δηλαδή περίπου 0 φορές μικρότερη. Ωστόσο, εδώ και αρκετές ετίες, οι αστρονόμοι έχουν ισχυρότατες ενδείξεις για την ύπαρξη σημαντικών ποσοτήτων σκοτεινής ύλης στο Σύμπαν. Σπειροειδείς γαλαξίες, όπως ο δικός μας, περιστρέφονται τόσο γρήγορα γύρω από τον άξονά τους, που η φυγόκεντρος δύναμη θα έπρεπε να τους είχε κομματιάσει. Οι γαλαξίες των σμηνών κινούνται τόσο γρήγορα, που θα έπρεπε να είχαν από καιρό ξεφύγει στο διάστημα. Τέλος, εικόνες μακρινών γαλαξιών φτάνουν εδώ «παραμορφωμένες» από κάτι που «αλλοιώνει» τη γεωμετρία του διαστημικού χώρου. Και στις τρεις περιπτώσεις το «μυστήριο» εξηγείται με την ύπαρξη αόρατης σκοτεινής ύλης, της οποίας η βαρυτική έλξη επηρεάζει τις κινήσεις των γαλαξιών και παραμορφώνει το χώρο. Η φύση της σκοτεινής ύλης αποτελεί ένα από τα μεγαλύτερα αινίγματα της σύγχρονης Κοσμολογίας. Πολύ πιο εύκολη είναι η μέτρηση της ποσότητάς της: Σύμφωνα με τις τελευταίες μετρήσεις, είναι περίπου 30 φορές μεγαλύτερη απ αυτήν της φωτεινής ύλης, δηλαδή η πυκνότητά της είναι περίπου 30% της κρίσιμης πυκνότητας. Η σκοτεινή ύλη, παρ ότι υπερτερεί ποσοτικά της φωτεινής, δεν είναι αρκετή για να αναστρέψει τη διαστολή του Σύμπαντος. Όμως, τα τελευταία 2 3 χρόνια, οι αστρονόμοι διαπίστωσαν έκπληκτοι ότι στο Σύμπαν φαίνεται να κυριαρχεί μια μυστηριώδης «σκοτεινή ενέργεια». Αντίθετα με τη σκοτεινή ύλη, η σκοτεινή ενέργεια δεν βρίσκεται συμπυκνωμένη μέσα και γύρω από τους γαλαξίες, αλλά είναι ομοιόμορφα διασκορπισμένη σ ολόκληρο το Σύμπαν (όπως η ακτινοβολία των 3 ο Κ). Έτσι δεν επηρεάζει τις κινήσεις των γαλαξιών, αλλά τη γεωμετρία ολόκληρου του Σύμπαντος, κάτι που καθιστά την ανίχνευσή της πολύ δύσκολη. Παρά τις δυσκολίες, εκτιμάται ότι η πυκνότητά της είναι σημαντικότερη απ αυτή της σκοτεινής ύλης και ανέρχεται σε 70% της κρίσιμης πυκνότητας. Αν σ αυτό προσθέσουμε και το 30% της σκοτεινής ύλης, συμπεραίνουμε ότι η συνολική πυκνότητα του Σύμπαντος είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή. Βλέπουμε λοιπόν ότι, παρά την αδιαμφισβήτητη πρόοδο, η σύγχρονη Κοσμολογία αδυνατεί να απαντήσει στο ερώτημα: από τι είναι φτιαγμένο το Σύμπαν, καθώς επίσης και να εξηγήσει γιατί η πυκνότητα όλων των μορφών ύλης και ενέργειας φαίνεται να διαφέρει ελάχιστα από την κρίσιμη τιμή. Εφόσον η ακριβής τιμή της πυκνότητας είναι άγνωστη σήμερα, θα εξετάσουμε στη συνέχεια και τις δυο πιθανές περιπτώσεις, όσον αφορά το μέλλον του Σύμπαντος. 2.- Το μέλλον του κλειστού Σύμπαντος Στην περίπτωση του κλειστού Σύμπαντος η διαστολή επιβραδύνεται, μηδενίζεται και αντιστρέφεται σε κατάρρευση, αργή στην αρχή, ολοένα και πιο γρήγορη στη συνέχεια. Ο ρυθμός της επιβράδυνσης της διαστολής του Σύμπαντος εξαρτάται από την τιμή της παραμέτρου πυκνότητας Ω. Παίρνοντας για παράδειγμα Ω = 1,01, δηλαδή υποθέτοντας ότι η πυκνότητα του Σύμπαντος είναι κατά 1% μεγαλύτερη από την κρίσιμη, βλέπουμε ότι η διαστολή του θα συνεχιστεί για 20 τρισεκατομμύρια (2. 13 ) χρόνια ακόμα. Για μικρότερες τιμές της πυκνότητας (αλλά πάντα μεγαλύτερες από την κρίσιμη) το χρονικό διάστημα θα είναι βέβαια πολύ μεγαλύτερο. Μόνο τα πιο μικρά και μακρόβια άστρα θα έχουν επιζήσει στο τέλος της περιόδου αυτής. Στο σημείο αυτό αξίζει τον κόπο να δούμε σε συντομία τα τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης. Η ζωή ενός κανονικού άστρου είναι ουσιαστικά ένας αδιάκοπος αγώνας ανάμεσα στη βαρύτητά του, που τείνει να το συμπιέσει όσο γίνεται περισσότερο και στην αντίσταση που προβάλλει η πίεση του αερίου του, το οποίο θερμαίνεται από την ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, που γίνονται στο εσωτερικό του.

8 Αγώνας άνισος, αφού η βαρύτητα δεν «κουράζεται» στο πέρασμα του χρόνου, ενώ η πυρηνική ενέργεια είναι μοιραίο να σταματήσει κάποτε να παράγεται, όταν εξαντληθούν τα διαθέσιμα πυρηνικά καύσιμα (υδρογόνο, ήλιο, άνθρακας, οξυγόνο κ.λπ.). Η διάρκεια της ζωής του άστρου εξαρτάται κυρίως από τη μάζα του. Τα άστρα με μάζα παρόμοια με του Ήλιου ζουν πολλά δισεκατομμύρια χρόνια. Λίγα από αυτά έχουν πεθάνει από τότε που γεννήθηκε το Σύμπαν. Τα κάπως μεγαλύτερα άστρα, με μάζα έως και φορές μεγαλύτερα από τον Ήλιο έχουν αισθητά μικρότερη διάρκεια ζωής, μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα πιο μεγάλα άστρα, με μάζα δεκάδες φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο, ζουν «μόλις» μερικά εκατομμύρια χρόνια. Τέλος τα πιο μικρά άστρα, με μάζα ελαφρά μικρότερη από το 0,1 της ηλιακής, ζουν σχεδόν τρισεκατομμύρια χρόνια, χίλιες φορές περισσότερο δηλ. από τον Ήλιο. Η συντριπτική πλειοψηφία των άστρων (όπως και το πλησιέστερο σε μας, ο Εγγύτατος του Κενταύρου) ανήκουν σ αυτή την τελευταία κατηγορία. Η μάζα ενός άστρου καθορίζει όχι μόνο τη διάρκεια ζωής του, αλλά και τον τρόπο θανάτου του, καθώς και το είδος του αστρικού «πτώματος» που θα αφήσει πίσω του. Τα άστρα με μάζα μικρότερη από Ηλίους (δηλαδή τα άστρα των περιπτώσεων ένα, δύο και τέσσερα στην προηγούμενη παράγραφο) στο τέλος της ζωής τους εκτινάσσουν στο μεσοαστρικό χώρο το περίβλημά τους. Η «καρδιά» τους, αποτελούμενη από άνθρακα και οξυγόνο, συστέλλεται έως ότου η πίεση του «εκφυλισμένου αερίου» των ηλεκτρονίων τους να εξισορροπήσει της βαρύτητά της. Σχηματίζεται έτσι ένας άσπρος νάνος με μάζα μικρότερη από Μ c = 1,4 Μ Θ (όριο Chandrasekhar), όπου Μ Θ είναι η μάζα του Ήλιου. Τα άστρα με μάζα μεγαλύτερη από Μ Θ σπαταλούν πολύ πιο γρήγορα (σε μερικά εκατομμύρια χρόνια) τα ενεργειακά τους αποθέματα, μετατρέποντας μέσα από διαδοχικές σειρές θερμοπυρηνικών αντιδράσεων το εσωτερικό τους σε σίδηρο Fe 56. Επειδή ο σίδηρος είναι το σταθερότερο στοιχείο στη φύση, καμιά αντίδραση που να παράγει ενέργεια δεν είναι πια δυνατή και συνεπώς παύει και η αντίσταση της θερμικής πίεσης στη βαρύτητα. Η απότομη βαρυτική κατάρρευση που ακολουθεί και η τεράστια ποσότητα ενέργειας που απελευθερώνεται, οδηγεί στην έκρηξη του άστρου (supernova) και στην εκτίναξη μεγάλων ποσοτήτων ύλης στο μεσοαστρικό χώρο. Αν η μάζα που απομένει τελικά στο άστρο είναι μικρότερη από 2 3 Μ Θ (όριο των Landau Oppenheimer Volkoff, μη προσδιορισμένο ακόμα με ακρίβεια), τότε η πίεση του εκφυλισμένου αερίου των νετρονίων του, πολύ ισχυρότερη από αυτή των ηλεκτρονίων, καταφέρνει να εξισορροπήσει τη βαρύτητά του κι έχουμε έτσι ένα άστρο νετρονίων, ένα αντικείμενο με διαστάσεις μερικών χιλιομέτρων και πυκνότητα δισεκατομμυρίων τόνων ανά κυβικό εκατοστό. Αν όμως η μάζα του ξεπερνά αυτό το όριο, καμιά αντίσταση στη βαρύτητα δεν είναι πια δυνατή και η ύλη του άστρου συνθλίβεται σε μια «μοναδικότητα» (singularity), ένα σημείο με άπειρη (!) πυκνότητα, που η Γενική θεωρία της Σχετικότητας δεν είναι σε θέση να περιγράψει. Γύρω από το σημείο αυτό και σε μια ακτίνα R = 2GM/c 2 (ακτίνα Schwarchild) υπάρχει ο «ορίζοντας των γεγονότων» (event horizon), μια επιφάνεια, από το εσωτερικό της οποίας καμιά μορφή ύλης ή ενέργειας δεν μπορεί να διαφύγει, αφού η ταχύτητα διαφυγής που χρειάζεται είναι μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός. Το αντικείμενο αυτό (μοναδικότητα + ορίζοντας γεγονότων) είναι γνωστό σαν μαύρη τρύπα (black hole). Μετά από αυτή την περιήγηση στον κόσμο των άστρων, επιστρέφουμε στο μέλλον του κλειστού Σύμπαντος. Για πολλά δισεκατομμύρια χρόνια ακόμη, καινούριες γενιές άστρων θα εξακολουθήσουν να γεννιούνται από το μεσοαστρικό αέριο των γαλαξιών. Όμως η ποσότητα του γαλαξιακού αερίου ελαττώνεται σταθερά, και έπειτα από μερικές δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια ο αριθμός των αστρικών γεννήσεων σ ολόκληρο το προσιτό μας Σύμπαν θα είναι αμελητέος (σήμερα γεννιούνται μερικά άστρα κάθε χρόνο σ ένα γαλαξία σαν το δικό μας). Τα γέρικα άστρα θα σβήνουν ένα ένα, ανάλογα με τη μάζα τους και η φωτεινότητα των γαλαξιών διαρκώς θα ελαττώνεται. Στο μέγιστο της διαστολής του κλειστού Σύμπαντος (έπειτα από 20 περίπου τρισεκατομμύρια χρόνια στην περίπτωση που η πυκνότητά του είναι κοντά στο 1% μεγαλύτερη

9 από την κρίσιμη), μόνο τα πιο μικρά άστρα, όπως ο Εγγύτατος του Κενταύρου, θα φωτίζουν ακόμη τα σκοτάδια με την αμυδρή κοκκινωπή λάμψη τους. Την εποχή εκείνη οι διαστάσεις του Σύμπαντος θα έχουν εκατονταπλασιαστεί σε σχέση με τις σημερινές, ενώ η θερμοκρασία του θα έχει πέσει στους 0,03 ο Κ (0,01 της σημερινής). Στη συνέχεια το Σύμπαν θα αρχίσει την αντίστροφη πορεία, συστελλόμενο κάτω από την επίδραση της βαρύτητάς του. Η πορεία αυτή θα είναι κατά κάποιο τρόπο μια «κατοπτρική εικόνα» της διαστολής, με ορισμένες μικρές διαφορές που θα οφείλονται στο ότι: Η ολοένα εντονότερη θερμική κίνηση του αερίου των γαλαξιών κατά τη φάση της συστολής, θα προξενήσει μια αισθητή αύξηση της πίεσής του, η οποία στην προηγούμενη φάση της διαστολής ήταν ουσιαστικά μηδενική. Η πυκνότητα της ακτινοβολίας θα έχει στο μεταξύ αυξηθεί από τη συνεχή εκπομπή των άστρων και των γαλαξιών καθόλη την προηγούμενη διάρκεια της ιστορίας του Σύμπαντος. Η σημερινή τιμή της πυκνότητας της ακτινοβολίας, που οφείλεται στην εκπομπή των γαλαξιών, υπολογίζεται σε 0,01 ev/cm 3. Συγκρίνοντάς την με την πυκνότητα της ακτινοβολίας των 3 ο Κ, που είναι περίπου 0,4 ev/cm 3 βλέπουμε ότι ο ρόλος της δεν θα είναι και πολύ σημαντικός, αφού μάλιστα η ένταση της εκπομπής ακτινοβολίας ελαττώνεται καθώς οι γαλαξίες «γερνούν» με το πέρασμα του χρόνου. Και τα δυο αυτά φαινόμενα αύξηση της πυκνότητας της ακτινοβολίας και αύξηση της κινητικής πίεσης της ύλης συντελούν στην αύξηση της συνολικής έντασης του πεδίου βαρύτητας, σύμφωνα με τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητα. Η αύξηση αυτή επιταχύνει το ρυθμό της κατάρρευσης, η οποία δεν είναι απόλυτα συμμετρική ως προς τη φάση της διαστολής. Το γεγονός που θα σημαδέψει την εποχή της μετάβασης από τη μια περίοδο στην άλλη και θα δείξει στους απογόνους του μακρινού εκείνου μέλλοντος ότι άρχισε ο κύκλος της συστολής, θα είναι η αλλαγή στη φορά της μετατόπισης των φασματικών γραμμών των γαλαξιών: όπως είδαμε, στην τωρινή φάση της διαστολής, όπου όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται από το δικό μας, οι φασματικές γραμμές παρουσιάζονται μετατοπισμένες προς το κόκκινο άκρο του φάσματος. Στη φάση της κατάρρευσης, όταν θ αρχίσουν να πλησιάζουν όλο και περισσότερο οι γραμμές αυτές θ αρχίσουν να μετατοπίζονται προς το αντίθετο άκρο του φάσματος, δηλ. προς το γαλάζιο. Στην αρχή ωστόσο, μόνο οι κοντινότεροι γαλαξίες θα παρουσιάζουν τέτοια μετατόπιση, ενώ τα φάσματα των πιο μακρινών, που το φως τους χρειάζεται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει ως εδώ, θα εξακολουθήσουν να έρχονται μετατοπισμένα προς το κόκκινο, αφού όταν είχαν ξεκινήσει το μεγάλο τους ταξίδι, το Σύμπαν βρισκόταν σε διαστολή. Για 20 περίπου τρισεκατομμύρια χρόνια το Σύμπαν θα καταρρέει «ήσυχα» χωρίς θεαματικές μεταβολές. Η θερμοκρασία της κοσμικής ακτινοβολίας θ ανεβαίνει με πολύ αργό ρυθμό, ενώ παράλληλα οι άτακτες κινήσεις του γαλαξιακού αερίου θα γίνονται όλο και πιο έντονες. Υπολογίζοντας χονδρικά ότι τα γαλαξιακά σμήνη καταλαμβάνουν το 1% περίπου του όγκου του Σύμπαντος, βλέπουμε ότι, όταν οι διαστάσεις του περιοριστούν στο 1/5 των σημερινών, τα γαλαξιακά σμήνη θα συγχωνευτούν και θα πάψουν να υπάρχουν σαν ανεξάρτητοι σχηματισμοί. Την εποχή εκείνη, ένα περίπου δισεκατομμύρια χρόνια πριν από το μοιραίο τέλος, η θερμοκρασία θα διατηρείται σε χαμηλά ακόμα επίπεδα, στους 30 ο Κ περίπου και οι ανεξάρτητοι πια γαλαξίες θα περιφέρονται με ταχύτητες της τάξης των 500 km/sec. Ύστερα από 900 εκατομμύρια χρόνια, κι ενώ οι διαστάσεις του Σύμπαντος θα είναι τότε το 1/0 των σημερινών, οι γαλαξίες θ ακολουθήσουν την τύχη των σμηνών: θα διαλυθούν και τα άστρα τους θ αποτελέσουν τα νέα «μόρια» του κοσμικού ρευστού με θερμικές ταχύτητες των km/sec. Την εποχή εκείνη η θερμοκρασία θα έχει ανέβει στους 300 ο Κ, παρόμοια με την τωρινή θερμοκρασία του πλανήτη μας και ο νυκτερινός ουρανός θα φαίνεται το ίδιο «ζεστός» με την ημέρα στους μακρινούς μας απογόνους

10 ΠΙΝΑΚΑΣ 1. Πιθανή εξέλιξη του κλειστού Σύμπαντος Χ Ρ Ο Ν Ο Σ ΘΕΡΜΟΚΡΑΣΙΑ ΓΕΓΟΝΟΤΑ Από τη στιγμή Πριν από την τελική του Big Bang κατάρρευση 15 δισ. -39,975 τρισ. χρόνια 3 ο Κ Σημερινό Σύμπαν 20 τρισ. -20 τρισ. χρόνια 0,03 ο Κ Μέγιστο της διαστολής 39,999 τρισ. -1 δισ. χρόνια 30 ο Κ Διάλυση γαλαξιακών σμηνών χρόνια 3. 2 ο Κ Διάλυση γαλαξιών χρόνια 3. 3 ο Κ Αποσύνθεση μορίων και ατόμων -3 εβδομάδες 7 ο Κ Διάλυση πλανητών και άστρων -3 λεπτά 9. 9 ο Κ Αποσύνθεση πυρήνων - δευτερόλεπτα 3. ο Κ Παραγωγή ζευγών σωματιδίων αντισωματιδίων 0 ; Τελική κατάρρευση Και η κατάρρευση θα συνεχιστεί: 70 εκατομμύρια χρόνια αργότερα, το μέγεθος του Σύμπαντος θα έχει γίνει περίπου φορές μικρότερο από το σημερινό και οι θερμικές ταχύτητες του υπερβολικά περιορισμένου αερίου των άστρων, θα φτάσουν σε σχετικιστικά επίπεδα, πολύ κοντά δηλαδή στην ταχύτητα του φωτός. ΜΕΡΟΣ 2 ο Ε σ χ α τ ο λ ο γ ι κ έ ς π ρ ο ο π τ ι κ έ ς γ ι α τ ο μ έ λ λ ο ν τ ο υ Σ ύ μ π α ν τ ο ς του Νίκου Πράντζου, αστροφυσικού 3.- Το μέλλον του ανοικτού Σύμπαντος «Κάπου στο μακρινό βοριά, σε μια χώρα χωρίς όνομα, υπάρχει ένας τεράστιος βράχος, ένας κύβος με πλευρά εκατό χιλιόμετρα. Κάθε 00 χρόνια, ένα μικρό πουλί πετάει στην κορυφή του και τρίβει για λίγο πάνω της το ράμφος του. Όταν ο βράχος εξαφανιστεί από τη φθορά που προκαλεί το τρίψιμο, τότε θα έχει περάσει μια μέρα της αιωνιότητας». Αν υποθέσουμε ότι το πουλί αφαιρεί ένα χιλιοστό του γραμμαρίου, σε κάθε επίσκεψη από το βράχο αυτό της σκανδιναβικής μυθολογίας, θα χρειαζόταν 27 χρόνια για να εξαφανισθεί ο βράχος. Το διάστημα αυτό είναι αρκετά μεγάλο, 17 φορές μεγαλύτερο από τη σημερινή ηλικία του Σύμπαντος και 14 φορές μεγαλύτερο από τη διάρκεια ζωής του κλειστού Σύμπαντος, που είδαμε προηγουμένως. Ωστόσο, ακόμη και αυτή η ασύλληπτη χρονική διάρκεια, δεν είναι η αιωνιότητα. Στην απεραντοσύνη του απείρου ανοιχτού Σύμπαντος, τα δισεκατομμύρια χρόνια της αστρικής εξέλιξης αντιπροσωπεύουν πολύ λιγότερο απ ό,τι τα -43 δευτερόλεπτα του χρόνου Planck για μας. Θ αρχίσουμε την περιπλάνησή μας στο μέλλον του ανοιχτού Σύμπαντος τη χρονιά χρόνια (40 τρισεκατομμύρια). Την εποχή εκείνη, ακόμη και οι πιο μεγάλοι άσπροι νάνοι θα έχουν ακτινοβολήσει σιγά σιγά τη λιγοστή τους θερμότητα στο μεσοαστρικό χώρο και θα έχουν μετατραπεί σε εντελώς ψυχρούς μαύρους νάνους. Θα υπάρχουν επίσης μη αστρικά αντικείμενα, με μάζα πολύ μικρότερη από Mc (κρύα ύλη: πλανήτες, αστεροειδείς, κομήτες κλπ.), τα οποία δεν έχουν άμεσο πρόβλημα επιβίωσης: η πίεση της συνηθισμένης ύλης, από την οποία αποτελούνται και η οποία οφείλεται στις ηλεκτροστατικές δυνάμεις Coulomb, μπορεί άνετα να αντιμετωπίσει την ασθενική τους βαρύτητα. Έτσι λοιπόν, έπειτα από 14 περίπου χρόνια, ένας τυπικός γαλαξίας θα αποτελείται από: «νεκρά» αστρικά αντικείμενα: μαύρες τρύπες, άστρα νετρονίων, μαύρους νάνους και

11 κρύα μεσοαστρική ύλη: πλανήτες, κομήτες, αστεροειδείς, μεσοαστρική σκόνη κλπ. που εξακολουθούν να παραμένουν συνδεδεμένα χάρη στη βαρυτική τους αλληλεπίδραση. Βέβαια καινούργιες γενιές άστρων θα έχουν δημιουργηθεί από συμπυκνώσεις του μεσοαστρικού αερίου στο χρονικό αυτό διάστημα, αλλά όλα τελικά θα έχουν «παγώσει». Κανένα φως δεν θα εκπέμπεται πια σ ένα τέτοιο νεκρό σύστημα, εκτός από τις λάμψεις που θα συνοδεύουν κατά διαστήματα κάποια μετωπική αστρική σύγκρουση, κοντά στο κέντρο του γαλαξία, όπου η αστρική πυκνότητα είναι μεγαλύτερη. Η μακροπρόθεσμη δυναμική εξέλιξη ενός τέτοιου συστήματος, αποτέλεσμα των συνδυασμένων βαρυτικών αλληλεπιδράσεων των συστατικών του, είναι δύσκολο να υπολογιστεί. Σημαντικό ρόλο φαίνεται ότι θα παίξουν οι τριπλές αστρικές συναντήσεις (3 body stellar encounters), ένα φαινόμενο σπάνιο ακόμα και σε κλίμακες δισεκατομμυρίων χρόνων, κατά το οποίο η ενέργεια και οι τροχιές ενός διπλού συστήματος διαταράσσονται από την προσέγγιση ενός τρίτου σώματος. Σαν αποτέλεσμα τέτοιων συναντήσεων, κάπου κάπου μερικά άστρα θα αποκτούν αρκετή ενέργεια, ώστε να μπορούν να ξεφύγουν από το «πηγάδι» του βαρυτικού δυναμικού, που τα κρατούσε δεμένα με το υπόλοιπο σύστημα. Όσο και αν τέτοιου είδους συναντήσεις είναι σπάνιες, υπολογίζεται ότι σ ένα χρονικό διάστημα 19 χρόνων, ποσοστό 90 99% των άστρων ενός γαλαξία θα έχουν «εξατμιστεί» με τον τρόπο αυτό και διασκορπιστεί στο μεσογαλαξιακό χώρο. Πολύ νωρίτερα πάντως (περίπου 15 χρόνια) και έπειτα από παρόμοιες διαδικασίες, οι πλανήτες θα έχουν αποσπαστεί από τα μητρικά τους άστρα και, είτε θα έχουν εκσφενδονιστεί στο μεσογαλαξιακό χώρο, είτε θ ακολουθούν ανεξάρτητες τροχιές μέσα στο γαλαξία. Το μικρό ποσοστό των υπόλοιπων άστρων (συνολική μάζα Μ 9 Μ Θ) έχοντας απομείνει με λιγοστή πια ενέργεια, θα συνεχίζει στο διάστημα αυτό να περιφέρεται σε όλο και πιο «κλειστές» τροχιές κοντά στο γαλαξιακό κέντρο, εκπέμποντας βαρυτική ακτινοβολία, κάτι που γινόταν άλλωστε ανέκαθεν, αλλά με πολύ μικρότερο ρυθμό. Χάνοντας έτσι συνεχώς ενέργεια, τα άστρα αυτά θα πλησιάζουν όλο και πιο πολύ μεταξύ τους και οι διαστάσεις του συστήματος διαρκώς θα μικραίνουν. Όταν γίνουν μικρότερες από την αντίστοιχη ακτίνα Schwarchild (R 9 km), ολόκληρο το σύστημα θα εξαφανιστεί πίσω από τον ορίζοντα των γεγονότων του, μετατρεπόμενο σε μια υπερμαζική γαλαξιακή μαύρη τρύπα, με διαστάσεις παρόμοιες με αυτές του ηλιακού μας συστήματος. Περίπου 20 χρόνια χρειάζεται για μια τέτοια εξέλιξη, και στο χρονικό αυτό διάστημα οι περισσότεροι από τους γαλαξίες ενός σμήνους θα έχουν ξεφύγει από την επίδρασή του, έπειτα από τριπλές γαλαξιακές συναντήσεις. Οι υπόλοιποι, εκπέμποντας βαρυτική ακτινοβολία και πλησιάζοντας όλο και περισσότερο μεταξύ τους, θα σχηματίσουν τελικά μια γιγαντιαία υπεργαλαξιακή μαύρη τρύπα (Μ Μ Θ ), σ ένα χρονικό διάστημα της τάξης των 27 χρόνων. Τη μακρινή εκείνη εποχή θα έχουμε συνεπώς ένα Σύμπαν πολύ πιο κρύο από το σημερινό (Τ -8 ο Κ), που θα εξακολουθεί να διαστέλλεται, αποτελούμενο από ένα «αέριο» βαρυτικά ασύνδετων πια αντικειμένων: γαλαξιακές και υπεργαλαξιακές μαύρες τρύπες θ απομακρύνονται με το ρυθμό της διαστολής, ενώ ανάμεσά τους θα περιφέρονται μικρότερες (αστρικές) μαύρες τρύπες, άστρα νετρονίων, μαύροι νάνοι, καθώς και κρύα μεσοαστρική ύλη, που πρόλαβε να ξεφύγει στο μεσοαστρικό χώρο πριν από το σχηματισμό των μαύρων τρυπών. Μια σειρά από κβαντικά φαινόμενα έρχονται στη συνέχεια ν αλλάξουν το σκηνικό. Σύμφωνα με την κλασσική Φυσική και τη Γενική θεωρία της Σχετικότητας, μια μαύρη τρύπα μπορεί να «μεγαλώνει» απορροφώντας ύλη και ενέργεια, που χάνονται στο εσωτερικό της για πάντα. Το 1974, όμως, ο S. Hawking έδειξε ότι σύμφωνα με τους νόμους της Κβαντικής Φυσικής, μια μαύρη τρύπα είναι μεν «μαύρη», αλλά όχι και απόλυτα «τρύπα», αφού εκπέμπει ένα θερμικό φάσμα ακτινοβολίας «μέλανος σώματος». Η χαρακτηριστική θερμοκρασία του είναι αντίστροφα ανάλογη προς τη μάζα της μαύρης τρύπας (Τ (Μ/Μ Θ ) -1 ο Κ) και για αστρικές μαύρες τρύπες (Μ Μ ο ) είναι της τάξης των -8 ο Κ, ενώ για γαλαξιακές (Μ Μ Θ ) και

12 υπεργαλαξιακές (Μ 14 Μ Θ ) μαύρες τρύπες, είναι περίπου -18 ο Κ και -22 ο Κ αντίστοιχα. Οι θερμοκρασίες αυτές είναι πολύ κατώτερες από την τωρινή θερμοκρασία της κοσμικής ακτινοβολίας (2,7 ο Κ) και συνεπώς για αρκετά χρόνια στο μέλλον, μαύρες τρύπες με τέτοιες μάζες θ απορροφούν περισσότερη θερμότητα από το περιβάλλον τους απ όση εκπέμπουν, αφού θα είναι «κρύες» από αυτό. Η θερμοκρασία όμως της κοσμικής ακτινοβολίας πέφτει καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται και έπειτα από χρόνια (ανάλογα με το μοντέλο, από το οποίο εξαρτάται ο ρυθμός διαστολής), θα έχει πέσει κάτω από αυτά τα όρια. Επειδή πια θα είναι «θερμότερες» από το περιβάλλον τους, οι αστρικές πρώτα και οι γαλαξιακές στη συνέχεια, μαύρες τρύπες, που το σχηματισμό τους παρακολουθήσαμε στις προηγούμενες παραγράφους, θ αρχίσουν να εκπέμπουν περισσότερη ακτινοβολία από όση θα δέχονται. Ο ρυθμός εκπομπής, αργός στην αρχή, θα γίνεται όλο και πιο έντονος, αφού από τη μια μεριά η θερμοκρασία τους συνεχώς θ αυξάνεται (καθώς η μάζα τους θα ελαττώνεται), ενώ από την άλλη η θερμοκρασία της κοσμικής ακτινοβολίας γύρω τους θα πέφτει. Λίγο πριν από την τελική εξάτμιση και ενώ η θερμοκρασία θα έχει ξεπεράσει τους 9 ο Κ, ζεύγη σωματιδίων αντισωματιδίων θ αρχίσουν επίσης να εκπέμπονται και το φαινόμενο θα πάρει τη μορφή μιας έκρηξης, που η λάμψη της θα καταυγάσει για λίγο τα σκοτάδια του μακρινού εκείνου μέλλοντος: περίπου 66 χρόνια χρειάζονται για να εξατμιστεί εντελώς μια αστρική μαύρη τρύπα και κάπως μεγαλύτερο χρονικό διάστημα ( 94 και 0 χρόνια αντίστοιχα) θα χρειαστεί για τις γαλαξιακές και υπεργαλαξιακές μαύρες τρύπες. Η ενέργεια που θα ακτινοβολείται κατά τη διάρκεια αυτών των φαινομένων θα θερμάνει κάπως το συνεχώς ψυχόμενο Σύμπαν και ίσως να οδηγήσει στο σχηματισμό νέων, βαρυτικά συνδεδεμένων συστημάτων, που όμως θα έχουν με τη σειρά τους την εξέλιξη που είδαμε ως τώρα (ανάλογα με τη μάζα τους: μαύρες τρύπες και εξάτμιση ή άστρα νετρονίων, μαύροι νάνοι κλπ). Μόνο υπολείμματα από νεκρή ύλη (άστρα νετρονίων, μαύροι νάνοι, πλανήτες, αστεροειδείς και σκόνη) θα διακόπτουν με την εξαιρετικά αραιή παρουσία τους το κατεψυγμένο φόντο της κοσμικής ακτινοβολίας, η θερμοκρασία της οποίας θα έχει πέσει στους -44 ο Κ έπειτα από 0 χρόνια. ΠΙΝΑΚΑΣ 2. Οι κυριότερες πιθανές εξελίξεις σ ένα ανοικτό Σύμπαν Χ Ρ Ο Ν Ο Σ (χρόνια) Γ Ε Γ Ο Ν Ο Τ Α 14 Τα τελευταία ενεργά άστρα σταματούν τη δραστηριότητά τους. 15 Απόσπαση πλανητών από τα μητρικά τους άστρα. 19 «Εξάτμιση» του μεγαλυτέρου μέρους των άστρων ενός γαλαξία. 20 Μετατροπή των υπολοίπων σε γαλαξιακές (Μ 9 Μ Θ ) μαύρες τρύπες. 27 Υπεργαλαξιακές (Μ 12 Μ Θ ) μαύρες τρύπες. ( 32 ) Διάσπαση του πρωτονίου. (Σύμπαν από ακτινοβολία και λεπτόνια). 66 Εξάτμιση των αστρικών μαύρων τρυπών. 0 Εξάτμιση υπεργαλαξιακών μαύρων τρυπών Μετατροπή όλων των μορφών κρύας ύλης σε Fe Μετατροπή όλων των μορφών ύλης σε μαύρες τρύπες (περίπτωση β ). Αντικείμενα με Μ < Μ Ρ1 επιζούν για πάντα. 52 Μετατροπή όλων των αστρικών και πλανητικών αντικειμένων σε μαύρες τρύπες (περίπτωση γ ). Αντικείμενα με Μ < Μ Q επιζούν για πάντα. 76 Μετατροπή όλων των μορφών ύλης σε αντικείμενα νετρονίων. Κατάρρευση των αντικειμένων αστρικών διαστάσεων σε μαύρες τρύπες. Μικρότερα αντικείμενα επιζούν για πάντα (περίπτωση δ ).

13 Κανένα ενεργειακό απόθεμα δεν φαίνεται διαθέσιμο για τη συνέχεια, αλλά παρόλα αυτά μικροσκοπικές, ανεπαίσθητες αλλαγές, θα εξακολουθήσουν να συμβαίνουν. Φαινόμενα που δεν παίζουν κανένα ρόλο, ακόμα και για περιόδους τρισεκατομμυρίων χρόνων, γίνονται σημαντικά όταν προεκτείνουμε στο άπειρο τις χρονικές κλίμακες, τις οποίες θεωρούμε. Ένα τέτοιο σημαντικό ρόλο φαίνεται πως θ αναλάβει στη συνέχεια το καθαρό κβαντικό «φαινόμενο» (tunnel effect): ένα κβαντικό σωματίδιο έχει μια πεπερασμένη πιθανότητα να ξεφύγει από ένα «πηγάδι δυναμικού» με υψηλά ενεργειακά τοιχώματα, έστω και αν δεν διαθέτει την απαιτούμενη ενέργεια, ενώ σύμφωνα με την κλασσική Φυσική, η πιθανότητα αυτή θα έπρεπε να είναι μηδενική. Στην περίπτωσή μας, το φαινόμενο αυτό επιτρέπει στα συστήματα που θα εξετάσουμε, να ακολουθήσουν τη γενική τάση των δυναμικών συστημάτων στη φύση: να περνούν δηλ. σε σταθερότερες ενεργειακές καταστάσεις (αυτές με τη μικρότερη ενέργεια). Οι πυρήνες λοιπόν όλων των στοιχείων έχουν την τάση να μετατραπούν σε άλλους, όλο και πιο σταθερούς, μέχρι που να καταλήξουν στον σταθερότερο απ όλους, το σίδηρο Fe 56, μέσα από αντιδράσεις διάσπασης (αν είναι βαρύτεροι) ή πρόσληψης σωματιδίων (αν είναι ελαφρότεροι από Fe 56 ). Κανονικά το σύστημα χρειάζεται ενέργεια γι αυτές τις αντιδράσεις, αλλά και χωρίς την παρουσία της, υπάρχει πάντα μια απειροελάχιστη πιθανότητα να πραγματοποιηθούν, χάρη ακριβώς στο φαινόμενο σήραγγας. Παρά τον εξαιρετικά αργό ρυθμό αυτών των μετατροπών, υπολογίζεται ότι σε 1500 χρόνια, όλες οι μορφές της κρύας ύλης, που είδαμε στις προηγούμενες παραγράφους θα έχουν μετατραπεί σε «σιδερένια» αντικείμενα. Αλλά κι αυτή η κατάσταση δεν είναι ενεργειακά η χαμηλότερη δυνατή: Οι πυρήνες του σιδήρου μπορούν με τη σειρά τους να μετατραπούν σε ακόμα πιο σταθερούς σχηματισμούς νετρονίων. Ούτε όμως κι εδώ σταματά η δράση του φαινομένου της σήραγγας: Ένα σωματίδιο στην επιφάνεια ενός νετρονιακού αντικειμένου, έχει μια μικρή πιθανότητα, είτε να αποκτήσει ταχύτητα μεγαλύτερη από την ταχύτητα διαφυγής και να ξεφύγει προς τα έξω, είτε να «κυλήσει» προς τα μέσα σε μικρότερη απόσταση από το κέντρο του σώματος. Έτσι ένα σώμα νετρονίων θα χάσει με τον τρόπο αυτό ένα μέρος από τα σωματίδιά του, ενώ το υπόλοιπο θα περάσει μέσα από την αντίστοιχη ακτίνα Schwarchild του και θα μετατραπεί σε μια μαύρη τρύπα. Το διάστημα για τη μετατροπή ενός νετρονιακού σώματος σε μαύρη τρύπα 76 μπορεί να φτάσει (Dyson, 1979) τα χρόνια (το μεγαλύτερο ίσως νούμερο που έχει χρησιμοποιηθεί ποτέ στη φυσική!). Οι τελευταίοι αυτοί υπολογισμοί όμως, εξαρτώνται από το κατώτερο όριο μάζας Μ Β, που μπορεί να έχει μια μαύρη τρύπα. Υπάρχουν οι εξής περιπτώσεις: (α) M B = 0 : στην περίπτωση αυτή, μαύρες τρύπες με οσοδήποτε μικρή μάζα είναι δυνατό να υπάρξουν και συνεπώς όλες οι μορφές ύλης θα μεταπέσουν σ αυτή την κατάσταση σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα (αρκεί να σχηματιστεί σε κάποιο σημείο ενός αντικειμένου μια μικροσκοπική μαύρη τρύπα, για να «καταβροχθίσει» σύντομα και το υπόλοιπο). hc 5 (β) M B = M P = 2. gr (Μάζα Planck): Η τιμή αυτή προέρχεται από τη θεωρία e G του Hawking για την ακτινοβολία τα μαύρων τρυπών: μια μαύρη τρύπα ακτινοβολεί μέχρις ότου η μάζα ελαττωθεί σε Μ Ρ1, οπότε και εξαφανίζεται απότομα, μέσα σε μια έκρηξη. Ο χρόνος για τη μετατροπή ενός αντικειμένου σε μαύρη τρύπα, υπολογίζεται 26 τώρα σε χρόνια. hc 14 (γ) M B = M Q = 3. gr : Είναι η μικρότερη μάζα, για την οποία μια κλασσική GmP περιγραφή είναι δυνατή (Harrisson, 1965). Η χρονική κλίμακα στην περίπτωση αυτή είναι 52 χρόνια.

14 (δ) Μ Β = Μ c gr (μάζα Chandrasekhar): η χρονική κλίμακα είναι αυτή που είδαμε 76 πιο πάνω, δηλ.. Το απώτερο λοιπόν μέλλον του Σύμπαντος εξαρτάται από το ποια από τις πιθανότητες αυτές αντιστοιχεί στην πραγματικότητα: Στην περίπτωση (α) όλες οι μορφές ύλης μετατρέπονται τελικά σε μαύρες τρύπες, οι οποίες στη συνέχεια εξατμίζονται σε μικρό χρονικό διάστημα, αφήνοντας την ακτινοβολία αποκλειστικό κυρίαρχο του Σύμπαντος. 26 Στην περίπτωση (β), όλες οι μικροσκοπικές μορφές ύλης εξαφανίζονται σε χρόνια, αλλά μικροσκοπικά αντικείμενα (π.χ. κόκκοι σκόνης, μόρια, άτομα κλπ.) εξακολουθούν να υπάρχουν πάντα. 52 Στην περίπτωση (γ), άστρα, πλανήτες και πλανητοειδείς εξαφανίζονται μέσα σε χρόνια, αλλά αντικείμενα με μάζες μέχρι μερικά εκατομμύρια τόνους επιζούν στην αιωνιότητα. 76 Στην περίπτωση (δ), τέλος, όλα τα αστρικά αντικείμενα εξαφανίζονται σε χρόνια, αλλά πλανήτες και μικρότερα κομμάτια ύλης θα υπάρχουν επ άπειρο. Κατά τη γνώμη του Dyson, η δεύτερη περίπτωση, συμβιβαστή με τις απαιτήσεις της Κβαντομηχανικής των μαύρων τρυπών, είναι η πιο πιθανή, χωρίς ωστόσο να μπορεί προς το παρόν ν αποκλειστεί κάποια από τις υπόλοιπες τρεις. Μέχρις εδώ φαίνεται πως φτάνουν οι τωρινές δυνατότητες για μελλοντολογικές προβλέψεις, τις οποίες και συνοψίζουμε στον πίνακα 2, όπου επίσης περιλαμβάνεται η περίπτωση να είναι το πρωτόνιο ασταθές: σύμφωνα με τα πορίσματα ορισμένων θεωριών, το πρωτόνιο, το βασικότερο ίσως συστατικό της ύλης, δεν είναι σταθερό, αλλά διασπάται σε λεπτόνια και ακτινοβολία σε μια περίοδο 32 χρόνων. Είναι αλήθεια ότι τα πειράματα που έγιναν στη δεκαετία του 80 δεν επαλήθευσαν τις προβλέψεις των θεωριών αυτών. Δεν αποκλείεται όμως το πρωτόνιο να διασπάται πολύ πιο αργά από τις προβλέψεις των θεωριών αυτών, κάτι που καθιστά την ανίχνευση του φαινομένου αδύνατη προς το παρόν. Προφανώς, σ αυτή την περίπτωση, πολύ πριν προλάβει να γίνει αισθητό οποιοδήποτε από τα κβαντικά φαινόμενα που είδαμε ως τώρα, όλες οι μορφές ύλης θα έχουν διασπαστεί και μόνο ακτινοβολία, ηλεκτρόνια, νετρίνα και τα αντισωματίδιά τους θ ακολουθήσουν το Σύμπαν στην αιώνια διαστολή του. Θ αναρωτηθεί ίσως κανείς, ποιο νόημα μπορεί να έχει η ίδια η έννοια του χρόνου, στις ασύλληπτα μακρινές εκείνες εποχές. Συνήθως ο χρόνος μετρείται σε σχέση με τη μεταβολή κάποιου φυσικού μεγέθους: φαίνεται λοιπόν, πως ο μοναδικός ίσως τρόπος, με τον οποίο θα μπορεί να μετρηθεί μελλοντικά, είναι σε σχέση με τη συνεχώς ελαττούμενη πυκνότητα και θερμοκρασία της κοσμικής ακτινοβολίας (Islam, 1979). Ένα άλλο κβαντικό φαινόμενο, οι «διακυμάνσεις του κενού» φαίνεται ότι μπορεί να συνεχιστεί για πάντα: το κενό θεωρείται γεμάτο από ζεύγη «δυνάμει» (virtual) σωματιδίων, τα οποία μπορούν για ένα απειροελάχιστο χρονικό διάστημα Δt (όσο επιτρέπεται από την αρχή της αβεβαιότητας του Heisenberg: Δt.ΔΕ h), να «δανειστούν» από το κενό την ενέργεια που αντιστοιχεί στη μάζα τους (ΔΕ = m.c 2 ) και να υλοποιηθούν, για να την «επιστρέψουν» βέβαια σχεδόν αμέσως, εξαφανιζόμενα. Ακόμα λοιπόν και στο πιο μακρινό μέλλον, φαίνεται ότι θα εξακολουθήσει να υπάρχει κάποια φυσική δραστηριότητα και κίνηση στο Σύμπαν, έστω και στο μικροσκοπικό επίπεδο. 4.- Οι προοπτικές για τη ζωή Προεκτείνοντας μέχρι τα άκρα (μερικές φορές ίσως και πέρα απ αυτά) τους γνωστούς μας φυσικούς νόμους, προσπαθήσαμε στα δυο προηγούμενα μέρη να φανταστούμε τις πιθανές μελλοντικές εξελίξεις στις περιπτώσεις ενός κλειστού και ενός ανοικτού Σύμπαντος, αντίστοιχα. Φυσικό είναι να θελήσουμε στη συνέχεια να εξετάσουμε τις επιπτώσεις αυτών των «σεναρίων» πάνω στο μέλλον της ανθρώπινης και της ευφυούς γενικότερα ύπαρξης. Εδώ βέβαια

15 έχουμε κατ αρχή να κάνουμε με μια σειρά από προβλήματα εντελώς διαφορετικής φύσης (π.χ. θα επιζήσει τελικά το ανθρώπινο είδος από τους διαφόρους κινδύνους υπερπληθυσμός, μόλυνση, κλπ. που το απειλούν με εξαφάνιση; Έχοντας υπόψη την εξέλιξη από την ενόργανη ύλη στη σημερινή μας μορφή σε 9 χρόνια περίπου, τι μορφή και τι ιδιότητες θα μπορούσαμε να φανταστούμε για τους απογόνους μας έπειτα από 14 ή 0 χρόνια; Υπάρχει άλλη ευφυής ζωή στο Σύμπαν και τι είδους;). Μια συζήτηση ωστόσο πάνω σ αυτά τα προβλήματα, θα ήταν πολύ λιγότερο τεκμηριωμένη απ οτιδήποτε άλλο εξετάσαμε ως τώρα και δεν πρόκειται συνεπώς να μας απασχολήσει εδώ (εκτός ίσως από το δεύτερο ερώτημα). Σαν μοναδικό και γενικότατο χαρακτηριστικό της ζωής δεχόμαστε για τη συνέχεια το ότι η ύπαρξή της απαιτεί την τοπική συγκέντρωση ενέργειας, σε τρόπο που να αντιβαίνει προς το δεύτερο θερμοδυναμικό αξίωμα. Με μια πρώτη ματιά, οι προοπτικές για το μέλλον της ζωής δεν φαίνονται και τόσο ενθαρρυντικές: η δυνατότητα να διατηρηθεί εξαρτάται από τα διαθέσιμα κάθε στιγμή ενεργειακά αποθέματα, και ενώ στην περίπτωση του κλειστού Σύμπαντος θα υπάρχει «υπεραφθονία», στην περίπτωση του ανοικτού θα παρατηρηθεί μια ολοένα αυξανόμενη έλλειψη. Οι απόγονοί μας φαίνονται καταδικασμένοι να αντιμετωπίσουν έναν σχετικά σύντομο θάνατο από «ψήσιμο» ή έναν πολύ αργό, αλλά πάντως αναπόφευκτο θάνατο από ψύξη, σ ένα Σύμπαν όπου η πυκνότητα των ενεργειακών αποθεμάτων θα τείνει ασυμπτωτικά στο μηδέν. Καμιά από τις δυο αυτές προοπτικές δεν ενθουσιάζει (πολύ φυσικό άλλωστε!) τον Dyson που προτείνει αισιόδοξα τολμηρές «εναλλακτικές λύσεις», στις οποίες, όσο και αν θυμίζουν επιστημονική φαντασία, αξίζει τον κόπο να αναφερθούμε. Στην περίπτωση του κλειστού Σύμπαντος, σαν μοναδική διέξοδο βλέπει: «μετατρέποντας ύλη σε ενέργεια και χρησιμοποιώντας την κατάλληλα σε κοσμική κλίμακα, θα μπορούσαμε να «τρυπήσουμε» ένα κλειστό Σύμπαν και ν αλλάξουμε την τροπολογία του χωροχρόνου, σε τρόπο ώστε ένα μόνο μέρος του να καταρρεύσει, ενώ το υπόλοιπο να διαστέλλεται για πάντα». Δεν γίνεται βέβαια πιο σαφής πάνω σ αυτό το θέμα, ωστόσο όμως «αν πραγματικά το Σύμπαν είναι κλειστό, έχουμε ακόμα αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια μπροστά μας για να βρούμε μια τεχνολογικά πραγματοποιήσιμη μέθοδο προκειμένου να το τρυπήσουμε». Στην περίπτωση του ανοιχτού Σύμπαντος, τα χρονικά περιθώρια είναι μεγαλύτερα: Η ηλιακή ενέργεια θα διαρκέσει για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια και όταν εξαντληθεί, η ανθρωπότητα θα υποχρεωθεί να μετακινηθεί προς ένα διαφορετικό άστρο, χρησιμοποιώντας ενδιάμεσα τεχνητή, θερμοπυρηνική ίσως, ενέργεια. Ωστόσο, σε 14 χρόνια περίπου, όλα τα άστρα των γαλαξιών θα έχουν σβήσει και η μοναδική διαθέσιμη πηγή για τους πολιτισμούς εκείνης της μακρινής εποχής, θα είναι η περιστροφική ενέργεια των μαύρων τρυπών, την οποία θα προσπαθήσουν να εκμεταλλευτούν σύμφωνα με το μηχανισμό που υπέδειξε ο R Penrose το 1972: Γύρω από μια περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα και έξω από τον ορίζοντα γεγονότων της (που αποτελεί την «επιφάνεια χωρίς επιστροφή»), υπάρχει μια περιοχή, η «εργόσφαιρα», μέσα στην οποία ένα αντικείμενο δεν μπορεί να μείνει ακίνητο (αφού θα πρέπει να συμμετέχει στην περιστροφή της μαύρης τρύπας), ενώ μπορεί να έχει αρνητική ενέργεια σε σχέση μ έναν εξωτερικό παρατηρητή ή ακόμα να ξεφύγει προς τα έξω. Σύμφωνα με το μηχανισμό του Penrose, ένα σωματίδιο με ενέργεια Ε ο εκτοξεύεται μέσα στην εργόσφαιρα, όπου διασπάται σε δύο άλλα (Ε ο = Ε 1 + Ε 2 ), από τα οποία το 1 «πέφτει» μέσα στον ορίζοντα γεγονότων και χάνεται για πάντα, ενώ το 2 ξαναγυρίζει πίσω. Αν το πρώτο έχει αρνητική ενέργεια (Ε 1 < 0), βλέπουμε ότι το δεύτερο (Ε 2 = Ε ο Ε 1 ) θα εξέλθει με μεγαλύτερη ενέργεια απ ό,τι το αρχικό σωματίδιο, ενέργεια που προέρχεται βέβαια από την περιστροφή της μαύρης τρύπας, η οποία με τον τρόπο αυτό επιβραδύνεται. Κατά τη διάρκεια της δυναμικής εξέλιξης των γαλαξιών, όταν τα περισσότερα άστρα τους αρχίσουν να δραπετεύουν στο διάστημα ( 19 χρόνια), οι επιζώντες πολιτισμοί θα υποχρεωθούν να μετακινηθούν όλο και πλησιέστερα προς το γαλαξιακό κέντρο, όπου τα ενεργειακά αποθέματα; θα είναι μεγαλύτερα, για να αποφύγουν παράλληλα τον κίνδυνο να βρεθούν απομονωμένοι γύρω από κάποιο μοναχικό άστρο. Τελικά θα βρεθούν όλοι