Paul Davies: Az utolsó három perc

7. FEJEZET

Az örökkévalóság soká tart


A végtelennel kapcsolatban a legfontosabb, aminek tudatosulnia kell bennünk, hogy az nem egyszerűen csak egy nagyon nagy szám. A végtelen minőségileg különbözik bármely végestől, függetlenül attól, hogy milyen óriási, esetleg elképzelhetetlenül nagy számmal kell kifejeznünk a véges mennyiséget. Tételezzük fel, hogy a Világegyetemnek nincs vége. A Világegyetem szempontjából az örökké létezés azt jelenti, hogy élettartama végtelenül hosszú. Ha ez így lenne, akkor minden fizikai folyamatnak be kellene következnie egyszer, legyen az a folyamat bármily lassú vagy valószínűtlen. Ha például egy majom az örökkévalóságig, azaz végtelenül hosszú ideig ülne egy írógép előtt és véletlenszerűen nyomkodná a billentyűket, akkor a végtelen hosszú idő alatt még annak is elő kellene fordulnia, hogy egyszer éppen William Shakespeare valamelyik drámája kerül a papírra.

      Példaként felhozhatjuk a gravitációs hullámok kibocsátását is, amelyről az 5. fejezetben már volt szó. A gravitációs sugárzás formájában történő energiaveszteség csak a leghevesebb asztrofizikai folyamatok esetében okoz az illető fizikai rendszerben szembetűnő változásokat. Az a mindössze egy milliwatt teljesítmény, amelyet a Föld Nap körüli keringése során gravitációs hullámok formájában kisugároz, végtelenül kicsiny befolyással van a Föld pályamenti mozgására. Bármilyen parányi is azonban ez a milliwattnyi elszivárgó teljesítmény, az évbilliók alatt végső soron az lenne a hatása, hogy a Föld spirális pályán mozogva belezuhan a Napba. Természetesen ennél sokkal hamarabb eljön az az idő, amikor a felfúvódó Nap elnyeli az egész Földet. Ennek ellenére nem szabad azt hinnünk, hogy az emberi időskálán elhanyagolható léptékű folyamatok nem léteznek, mert ha elegendő idő állna rendelkezésre, akkor előbb- utóbb ezek a folyamatok is meghatározókká válhatnának és befolyásolhatnák bizonyos fizikai rendszerek végső sorsát.

      Vizsgáljuk meg a Világegyetem állapotát valamikor a nagyon távoli jövő egy pillanatában, mondjuk billiószor billió év múlva. A csillagok már régesrég kiégtek, a Világegyetem tehát sötét, azonban korántsem üres. A tér végtelen feketeségében forgó fekete lyukak bújnak meg, neutroncsillagok és fekete törpék kóborolnak, sőt, esetleg néhány bolygó is akad közöttük. Az ilyen égitestek térbeli sűrűsége azonban elképzelhetetlenül alacsony, hiszen időközben a Világegyetem mai méretének tízezer billiószorosára tágult.

      A gravitáció megvívja a maga különös harcát. A táguló Világegyetemben minden égitest egyre távolabb igyekszik kerülni a szomszédaitól, ugyanakkor a kölcsönös tömegvonzás ezzel ellentétes hatást fejt ki és közelebb akarja vonni egymáshoz az égitesteket. Ennek eredményeképpen az égitestek bizonyos csoportjai, például a galaxishalmazok, vagy a galaxisoknak az évmilliárdok alatt végbement szerkezeti degeneráció utáni maradványai, továbbra is gravitációsan kötődnek egymáshoz, az egyes ilyen csoportok azonban egyre messzebb kerülnek szomszédos társaiktól. Ennek a gravitációs huzavonának a végkimenetele attól függ, hogy milyen gyorsan csökken a Világegyetem tágulási sebessége. Minél kisebb az anyag átlagsűrűsége a Világegyetemben, annál erősebb késztetést éreznek az ilyen csoportosulások, hogy elszakadjanak a környezetüktől és tovavándoroljanak, szabadon és függetlenül.

      A gravitációsan kötött rendszerekben a gravitáció lassú, de kíméletlen folyamatai uralkodóvá válnak. Bármily gyenge is a gravitációs hullámok kibocsátása, apránként elfogyasztja a rendszer energiáját, ezáltal lassú spirális pusztulást okozva. Lassacskán a halott csillagok egyre közelebb araszolnak egymáshoz vagy a fekete lyukakhoz, hogy a csillaghalál vad, kannibalisztikus orgiájában egyesüljenek. Billiószor billió évig tart, mire a gravitációs hullámok elfogyasztják a Nap pályamenti mozgásának energiáját, de fekete törpévé vált csillagunk sem kerülheti el a rá váró gravitációs pusztulást. Spirális pályáján mind közelebb csúszik a Tejútrendszer középpontjába leselkedő óriási fekete lyukhoz, hogy az végül mindenestül elnyelhesse.

      Egyáltalán nem bizonyos azonban, hogy a halott Napot ily módon éri utol a végzete, mert miközben lassan a Tejútrendszer középpontja felé sodródik, elkerülhetetlenül összetalálkozik más csillagokkal. Előfordulhat, hogy egyszer egy kettőscsillag rendszer közelében halad el, vagyis két olyan csillag mellett, amelyek egymás gravitációs ölelésében egymás körül keringenek. Ilyenkor bekövetkezhet egy nagyon különös jelenség, az úgynevezett gravitációs csúzli. A két egymás körül keringő test mozgása klasszikusan egyszerű. Ez volt az a probléma, amely az egyes bolygók Nap körüli keringése formájában Kepler és Newton figyelmét lekötötte és végeredményben elvezetett a modern tudomány születéséhez. Az ideális esetben, amikor természetesen a gravitációs sugárzás hatását is figyelmen kívül hagyjuk, a bolygó mozgása szabályos és periodikus. Függetlenül attól, hogy milyen hosszú ideig figyeljük, a bolygót mindig pontosan ugyanazon a pályán látjuk mozogni. Ez a helyzet azonban gyökeresen megváltozik; amikor egy harmadik égitest is megjelenik a színen, amikor mondjuk egy csillag és két bolygó vagy három csillag együttes mozgását vizsgáljuk. Ettől kezdve a mozgás többé nem lesz sem szabályos, sem pedig periodikus. A három test között kölcsönösen ható gravitációs erők nagysága és iránya folytonosan, bonyolult módon változik. Ennek eredményeképpen a rendszer energiája nem fog egyenletesen megoszlani a résztvevők között, még abban az esetben sem, ha három azonos tömegű testről van szó. Ehelyett bonyolult csere-bere kezdődik, amelyben hol az egyik, hol a másik test birtokolja a rendszer összes energiájának oroszlánrészét. Hosszú időszakot vizsgálva a rendszer mozgása tökéletesen rendezetlennek tűnik, olyannyira, hogy a gravitációs dinamika háromtest-problémáját nyugodtan tekinthetjük az úgynevezett kaotikus viselkedésű rendszerek iskolapéldájának. Előfordulhat, hogy a három égitest közül kettő "összefog" és a rendelkezésre álló energiából olyan hatalmas részt ad át a harmadiknak, hogy az egyszer és mindenkorra kirepül a rendszerből, mint kő a parittyából. Innen ered a jelenség "gravitációs csúzli" elnevezése.

      A parittyahatás kidobhat egyes csillagokat a csillaghalmazokból, de esetleg magukból a galaxisokból is. Valamikor a nagyon távoli jövőben a halott csillagok, a bolygók és a fekete lyukak legnagyobb része ilyen módon kikerül a galaxisokból az intergalaktikus térbe, ahol esetleg összetalálkozhat egy másik, ugyancsak szétszóródófélben lévő galaxissal, vagy ha nem, akkor mindörökké magányosan kóborol az óriási és egyre táguló, sötét űrben. A folyamat azonban lassú, a felvázolt, szétszóródott állapot eléréséhez a Világegyetem mai koránál milliárdszor hosszabb időre lenne szükség. Az égitestek szét nem szóródó néhány százaléka a galaxisok középpontja felé vándorol, ahol óriás fekete lyukakká egyesülnek.

      Amint arra az 5. fejezetben már kitértünk, a csillagászok meglehetősen szilárd bizonyítékokkal rendelkeznek arra vonatkozóan, hogy egyes galaxisok középpontjában már jelenleg is hatalmas fekete lyukak tanyáznak, amelyek mohón felhabzsolják a körülöttük örvénylő gázt, aminek eredményeképpen óriási mennyiségű energia szabadul fel. Idővel minden galaxisban beköszönt az őrjöngő zabálásnak ez a korszaka, amely mindaddig tart, amíg a fekete lyuk a körülötte található összes anyagot magába nem szívja vagy messzire nem taszítja. Az utóbbi végül ismét visszahullhat a galaxisba, vagy beleolvadhat az egyre apadó intergalaktikus gázfelhőkbe. A jóllakott fekete lyuk ezután nyugton marad, legfeljebb csak néha lesz alkalma bekapni egy-egy kósza neutroncsillagot vagy odavetődő kisebb fekete lyukat. Mindez azonban még mindig nem jelenti a fekete lyukak történetének a végét. 1974-ben Stephen Hawking ugyanis felfedezte, hogy a fekete lyukak nem tökéletesen feketék, hanem valami roppant gyenge hősugárzást azért képesek kibocsátani.

      A Hawking-jelenséget csak a kvantumtérelmélet segítségével tudjuk kellő mélységben megérteni. A mezők kvantumelmélete a fizika egyik igen nehéz területe, amelyet korábban a felfúvódó Világegyetem elméletével kapcsolatban már érintettünk. Emlékezzünk vissza arra, hogy a kvantumelmélet kulcsfontosságú tétele a Heisenberg-féle határozatlansági reláció, amelynek értelmében a kvantumfizika törvényszerűségeinek engedelmeskedő elemi részecskék tulajdonságai soha nem vesznek fel élesen meghatározott értéket. A fotonnak vagy az elektronnak például nem lehet egy pontosan meghatározott pillanatban pontosan megadni az energiáját. Tulajdonképpen az elemi részecskék energiát "kölcsönözhetnek", amit azután a lehető leghamarabb visszafizetnek.

      Amint azt a 3. fejezetben említettük, az energia bizonytalanságának néhány furcsa következménye van, például az, hogy a látszólag üres térben roppant számban vannak jelen a nagyon rövid élettartamú, úgynevezett virtuális elemi részecskék. Ez elvezet a "kvantumfizikai vákuum" különös fogalmához. Ez a vákuum egyáltalán nem üres és közömbös, hanem állandóan a virtuális részecskék tömege kavarog benne. Bár a virtuális részecskék nyüzsgését nem vesszük észre, annak lehetnek bizonyos fizikai hatásai. Az egyik ilyen jelenség akkor következik be, ha a vákuum normális működését gravitációs tér jelenléte zavarja meg.

      A virtuális részecskékkel kapcsolatos nagyon különleges események játszódhatnak le például a fekete lyukak eseményhorizontjának közelében. Emlékezzünk vissza arra, hogy a virtuális részecskék nagyon rövid ideig, kölcsönvett energiából biztosítják létezésüket, majd miután a kölcsönt törlesztik, kénytelenek eltűnni. Ha a létezése számára rendelkezésre álló felettébb rövid idő alatt a virtuális részecske valamilyen külső forrásból elegendő energiára képes szert tenni, akkor a kölcsönt ennek a terhére tudja visszaadni. Ebben az esetben semmi sem kényszeríti a részecskét arra, hogy a kölcsön törlesztése pillanatában megszűnjék létezni. Ezen jótétemény eredményeképpen tehát a virtuális részecske reális, valódi részecskévé válik, szert téve ezzel a többé-kevésbé tartós létezés lehetőségére.

      Hawking szerint a tartozások ilyen jóindulatú törlése következik be a fekete lyukak közelében. Ebben az esetben a virtuális részecskék számára a szükséges energiát biztosító jótevő nem más, mint a fekete lyuk gravitációs tere. A dolgok a következőképpen történnek: A virtuális részecskék általában ellentétes irányba mozgó párok formájában keletkeznek. Képzeljük el az újonnan keletkezett részecskék ilyen párját közvetlenül az eseményhorizonton kívül. Tételezzük fel olyannak a részecskék mozgását, hogy az egyik közülük az eseményhorizonton keresztül beleesik a fekete lyukba. Mozgása közben óriás mennyiségű energiát vesz fel a fekete lyuk roppant gravitációs teréből. Hawking felismerte, hogy ez az energialökés elegendő ahhoz, hogy "az egész kölcsönt visszafizesse", méghozzá nem csak a befelé eső részecske saját kölcsönét, hanem kifelé repülő, vele együtt keletkezett társáét is, amely továbbra is az eseményhorizonton kívül marad. Így mindketten valódi részecskékké válnak.[1] A kívül maradott részecske sorsa bizonytalan. Lehetséges, hogy végső soron az is a fekete lyukban végzi, de ugyanígy az is előfordulhat, hogy nagy sebességgel kirepülve örökre elmenekül a fekete lyuk fenyegető közelségéből. Hawking jóslata szerint tehát léteznie kell az így megszökő részecskék folyamatos, a fekete lyuktól kifelé irányuló áramlásának. Ezt nevezzük Hawking- sugárzásnak.

      A Hawking-jelenségnek a mikroszkopikus fekete lyukak esetében kell a legerősebbnek lennie. Minthogy egy virtuális elektron például közönséges körülmények között legfeljebb 10-11 centimétert tud megtenni, mielőtt az energiakölcsönt vissza kellene szolgáltatnia, ezért csak az ennél kisebb méretű (azaz gyakorlatilag atommagnyi) fekete lyukak képesek hatékonyan létrehozni az elektronok kifelé irányuló áramlását. Ha a fekete lyuk ennél nagyobb, akkor a virtuális elektronok legtöbbje számára nem áll elegendő idő rendelkezésre ahhoz, hogy átjussanak az eseményhorizonton, még mielőtt törleszteniük kell az energiakölcsönt.

      Az a távolság, amelyet egy virtuális részecske meg tud tenni, élettartamától függ. Ezt viszont a Heisenberg-féle határozatlansági reláció értelmében az energiakölcsön nagysága határozza meg. Minél nagyobb az energiakölcsön, annál rövidebb a részecske élettartama. Az energiakölcsön legnagyobb részét a részecske nyugalmi tömegének energia-egyenértéke teszi ki. Az elektron esetében a kölcsönnek legalább akkorának kell lennie, mint amekkora az elektron nyugalmi tömege. Nagyobb nyugalmi tömegű részecske, például proton, esetén az energiakölcsön nagyobb, ezért a virtuális részecske élettartama rövidebb, tehát csak rövidebb utat tud megtenni. Eszerint a Hawking-jelenség révén protonok keletkezéséhez még az atommagoknál is kisebb fekete lyukakra van szükség. Ugyanakkor viszont az elektronnál kisebb nyugalmi tömegű részecskék, például a neutrínók a atommagoknál nagyobb fekete lyukak környezetében is létrejöhetnek. Még az egy naptömegű fekete lyuk is képes a Hawking-hatással fotonok és valószínűleg neutrínók áramát létrehozni, bár ezekben az esetekben az áramlás nagyon bágyadt.

      A "bágyadt" kifejezés használata ebben az esetben egyáltalán nem túlzás. Hawking megállapította, hogy a fekete lyuk által keltett sugárzás energiaspektruma ugyanolyan, mint a feketetest- sugárzásé, ezért az egyik lehetőség a Hawking-sugárzás jellemzésére a hőmérsékletének megadása. Atommag méretű, vagyis mintegy 10-13 centiméter átmérőjű fekete lyuk hőmérséklete nagyon magas, mintegy tízmilliárd fok. Ezzel szemben az egy naptömegű fekete lyuk, melynek több, mint egy kilométer az átmérője, olyan sugárzást bocsát ki, amelynek hőmérséklete nem egészen egy tízmilliomod fokkal van csak az abszolút nulla fok fölött.[2] Az egész objektum által kibocsátott Hawking-sugárzás teljesítménye nem éri el a 10-27 wattot.

      A Hawking-jelenség egyik furcsasága az, hogy a sugárzás hőmérséklete annál nagyobb, minél kisebb a fekete lyuk tömege. Ez azt jelenti, hogy a kicsiny fekete lyukak forróbbak a nagyoknál. Mivel a fekete lyukak a Hawking-sugárzás révén energiát veszítenek, eközben összezsugorodnak. Következésképpen ettől forróbak lesznek és intenzívebben sugároznak. A folyamat tehát eredendően instabil és mindenképpen megszalad, azaz a fekete lyuk egyre fokozódó tempóban sugároz és zsugorodik.[3]

      A Hawking-jelenség előrejelzése szerint tehát a fekete lyuk egyszerre csak egy heves sugárzáslökés kíséretében egyszerűen szertefoszlik. Élete utolsó pillanatai roppant látványosak, hiszen egy óriási atombomba robbanásához hasonló módon erőteljes, villanásszerű hősugárzást észlelünk, majd ezt követően - az égvilágon semmit. Legalábbis az elmélet erre enged következtetni. Egyes fizikusok azonban nem túlságosan boldogok attól a lehetőségtől, hogy anyagi objektumok fekete lyukká válva összeomolhatnak, majd hősugárzáson kívül semmi egyebet nem hagyva hátra, eltűnhetnek. Aggodalmukra az ad okot, hogy eszerint két, eredetileg különböző objektum elmúlása ugyanolyan hősugárzást eredményez, anélkül, hogy az bármiféle információt tartalmazna az eredeti testekre vonatkozóan. A dolgok ilyen formában történő megszűnése megsérti az oly nagy tisztelettel övezett megmaradási törvények mindegyikét. A másik lehetőség szerint az eltűnő fekete lyuk után mégiscsak visszamarad valamilyen apró maradvány, amely valamilyen formában óriási mennyiségű információt tartalmaz. Bárhogy is történjék, annyi mindenesetre bizonyos, hogy a fekete lyuk tömegének túlnyomó többsége hő és fény formájában szétsugárzódik.

      A Hawking-folyamat csaknem felfoghatatlanul lassú. Az egy naptömegű fekete lyuk eltűnése 1066 évig tart, míg a szupernagy tömegű fekete lyukak esetében ugyanehhez nem kevesebb, mint 1093 évre van szükség.[4] Ráadásul a folyamat csak akkor képes megindulni, ha a kozmikus háttérsugárzás hőmérséklete alacsonyabb a fekete lyuk hőmérsékleténél, ellenkező esetben ugyanis a környezetből több hő áramlik a fekete lyukba, mint amennyit a Hawking-jelenség révén a fekete lyuk kisugároz. Az ősrobbanás maradványaként a Világegyetemet kitöltő háttérsugárzás hőmérséklete jelenleg körülbelül három fokkal magasabb az abszolút nulla foknál, ami azt jelenti, hogy még 1022 évre van szükség ahhoz, hogy a sugárzás hőmérséklete olyannyira lehűljön, hogy az egy naptömegű fekete lyukak esetében is megindulhasson a Hawking-jelenség alapján az energia nettó kisugárzása. A Hawking-folyamat tehát nem tartozik azon fizikai jelenségek közé, amelyek esetében elegendő ha csak ülünk, és várjuk a bekövetkeztét.

      Az örökkévalóság azonban hosszú idő, a végtelen hosszú idő alatt pedig az összes fekete lyuk - még a szupernagy tömegűek is - valószínűleg eltűnik. Az örök kozmikus éjszaka koromfekete sötétjében a haláltusájukat jelentő rövid fényfelvillanás múlandó emléket állít a milliárdnyi csillag hajdanvolt ragyogásának.

      Mi történhet még ezután?

      Nem minden anyag hull bele a fekete lyukakba. Gondoljunk csak azokra a neutroncsillagokra, fekete törpékre és kósza bolygókra, amelyek magányosan vándorolnak a galaxisok közötti végtelen térben, nem is beszélve arról a híg gázról és ritka porról, amely soha nem tömörült össze csillagokká, valamint a csillagok környezetét kísérő kisbolygókról, üstökösökről, meteorokról és más, alaktalan sziklatömegekről. Vajon ezek is örökké létezni fognak?

      Itt már egy elméleti problémával találjuk szembe magunkat. Tudnunk kellene, hogy a közönséges anyag, vagyis az, amelyből Ön is, én is, meg az egész Föld is felépül, tökéletesen stabil képződmény-e. A jövőbe nyíló ajtó végső kulcsát ismét csak a kvantummechanikában kell keresnünk. Bár a kvantummechanikai folyamatok általában az atomokkal és az elemi részecskékkel állnak kapcsolatban, a kvantumfizika törvényszerűségeinek minden létezőre érvényesnek kell lenniük, közöttük természetesen a makroszkopikus testekre is. A nagy tömegű testek esetében a kvantummechanikai hatások rendkívül kicsik, de hosszú idő leforgása alatt mégis jelentős szerephez juthatnak.

      A kvantumfizika birodalmának jelképe a bizonytalanság és a valószínűség. A kvantumvilágban semmi sem bizonyos, kivéve a fogadás esélyeit. Ez azt jelenti, hogy ha valamely folyamat megvalósulása elvileg egyáltalán lehetséges, és elegendő idő áll rendelkezésre, akkor az a folyamat végbemegy, bármilyen valószínűtlen is. Ennek a törvénynek a működését például a radioaktivitás esetében figyelhetjük meg. Az urán 238-as izotópjának atommagja csaknem tökéletesen stabil. Nagyon csekély valószínűséggel azonban képes kibocsátani egy alfa részecskét, és ezáltal átalakul tórium maggá. Pontosabban fogalmazva, nagyon kicsiny annak a valószínűsége, hogy egységnyi idő alatt egy adott uránmag elbomlik. Átlagosan ez négy és fél milliárd évenként következik be, de mivel a fizika törvényei megkövetelik, hogy az egységnyi időre vonatkozó valószínűség állandó legyen, ezért egy kiszemelt uránmag végül valamikor egészen bizonyosan elbomlik.

      A radioaktív alfa bomlás azért következik be, mert az urán atommagját felépítő protonok és neutronok magon belül elfoglalt helyzetében kis bizonytalanság tapasztalható. Hasonlóan ahhoz, ahogy egy szilárd anyagban lévő atom helyzetének is van némi, nagyon csekély, de mégis nullától különböző bizonytalansága. A gyémántot alkotó valamely szénatomnak például jól meghatározott helye van a gyémánt kristályrácsában. Valamikor a nagyon távoli jövőben, amikor a Világegyetem hőmérséklete közel lesz az abszolút nulla fokhoz, az atom rendkívül stabilan az előírt helyen fog tartózkodni. Mindig van azonba az atom helyzetének egy parányi bizonytalansága. Ebből következően annak is van némi - bár roppant csekély - valószínűsége, hogy az atom véletlenszerűen elhagyja a helyét és eltűnik a kristályrácsból. Az ilyesféle elvándorlás lehetősége miatt semmi sem igazán szilárd, még például a köznapi fogalmaink szerint olyannyira szilárdnak tartott gyémánt sem. Ehelyett a látszólag szilárd anyagok is rendkívül viszkózus folyadék módjára viselkednek a kvantummechanikai hatások következtében, és nagyon hosszú idő leforgása alatt elfolyhatnak. Freeman Dyson amerikai elméleti fizikus becslése szerint 1065 év leforgása alatt nem csak a leggondosabban megcsiszolt gyémántok válnak gömbölyű gyöngyszemmé, hanem ehhez hasonlóan, minden szikladarab sima golyóvá formálódik.

      A hely bizonytalansága akár atommagátalakulásokat is eredményezhet. Tekintsünk például két, egymással szomszédos szénatomot a gyémánt kristályrácsában. Az egyik atom véletlenszerű elmozdulásai azt eredményezik, hogy rendkívül ritkán bár, de néha a szomszédos atommag közvetlen közelében is megjelenhet. Az atommagok közötti vonzóerő hatására ilyenkor a két atommag egyetlen magnézium maggá olvadhat össze. A magfúzióhoz tehát nincs feltétlenül szükség magas hőmérsékletre, lehetséges a hidegfúzió is, ehhez azonban döbbenetesen hosszú időre van szükség. Dyson becslése szerint l01500 év (vagyis egy 1-es, amelyet ezerötszáz darab nulla követ) kellene ahhoz, hogy a Világegyetem minden anyaga ilyen módon átalakuljon a nukleárisan legstabilabb elem, a vas atommagjává.

      Előfordulhat azonban, hogy az atomos anyag más, az előzőeknél gyorsabb, bár még így is hihetetlenül lassú átalakulási folyamatok következtében nem éli túl ezt a hosszú tortúrát. Dyson becslésében feltételezi, hogy a protonok (és az atommagokban kötött neutronok) abszolút stabilak. Más szavakkal, ha egy proton nem hull bele egy fekete lyukba és más sem zavarja meg a létezését, akkor mindörökké proton marad. Bizonyosak lehetünk-e azonban abban, hogy ez valóban így van? Amikor egyetemre jártam, még senki sem vonta kétségbe a proton stabilitását. A proton maga volt az örökkévalóság. Feltételeztük, hogy ez a tökéletesen stabil elemi részecske. A lelkünk mélyén azonban mindig ott motoszkált némi kétely eziránt. A problémát a pozitron nevű elemi részecske létezése okozza, amely részecske minden tulajdonsága tökéletesen azonos az elektronéval, azzal az egyetlen különbséggel, hogy elektromos töltése nem negatív, hanem a protonéhoz hasonlóan pozitív. A pozitronok tömege sokkal kisebb, mint a protonoké, ezért ha minden más körülmény azonos, a protonok szívesen alakulnak át pozitronokká: a fizika egyik alapelve értelmében ugyanis a fizikai rendszerek a lehető legalacsonyabb energiájú állapotba törekszenek, márpedig a kis tömeg alacsony energiát jelent. Ma még senki sem tudja megmondani, hogy a protonok miért nem fogják magukat és alakulnak át pozitronokká, ezért a fizikusok egyszerűen feltételezték, hogy létezik valamilyen, egyelőre ismeretlen természeti törvény, amely megtiltja ezt az átalakulást.[5] Egészen a közelmúltig nem igazán értettük a jelenség lényegét, az 1970-es évek végén azonban lassan kezdett tisztázódni, hogy milyen módon késztetik a magerők az elemi részecskéket arra, hogy kvantummechanikai úton átalakuljanak egymásba. A legújabb elméletekben magától értetődő helye van a protonbomlást megtiltó törvénynek, a legtöbb elmélet előrejelzése szerint azonban ez a törvény nem száz százalékos hatásfokkal működik. Nagyon kis valószínűséggel bár, de az elméletek megengedik, hogy a proton átalakuljon pozitronná. A részecskék tömege közötti különbség részben egy elektromosan semleges részecske, például egy úgynevezett pion formájában jelenik meg, részben pedig mozgási energiává alakul (vagyis a bomlástermékek nagy sebességgel mozognának).

      Az egyik legegyszerűbb elméleti modell szerint a proton bomlásához átlagosan 1028 évre van szükség, ami milliárdszor milliárdszor hosszabb, mint a Világegyetem jelenlegi életkora. Azt gondolhatjuk tehát, hogy a protonbomlás kérdése tisztán elméleti jelentőségű. Ne feledkezzünk meg azonban arról, hogy a protonbomlás is kvantummechanikai folyamat, ezért eredendően statisztikus jelleggel következik be a természetben. A 1028 éves időtartamot tehát előrejelzett átlagos élettartamnak kell tekinteni, nem pedig minden egyes proton tényleges élettartamának. Feltéve, hogy elegendő számú proton áll rendelkezésünkre, jó esélyünk van arra, hogy valamelyik éppen a szemünk láttára bomlik el. Ha tehát összeszedünk 1028 darab protont, akkor arr számíthatunk, hogy évente egy protonbomlásnak lehetünk szemtanúi. Márpedig 1028 darab proton nem is olyan sok, alig tíz kilogramm anyagban megtalálható.

      Ahogy az lenni szokott, a proton ilyen hosszú élettartamát kísérleti eredmények alapján már azt megelőzően kizárták, hogy az elmélet népszerű lett. Az elmélet különböző változatai azonban hosszabb élettartamokat adtak, 1030 vagy 1032, sőt, esetleg még hosszabbat (egyes elméletek nem kevesebb, mint 1080 éves élettartamot jósolnak). Az alacsonyabb értékek a kísérleti kimutathatóság alsó határa közelében vannak. A 1032 éves bomlási idő például azt jelentené, hogy egész életünk folyamán testünknek egy, vagy legfeljebb két protonja bomlik el. De vajon hogyan lehet detektálni az ilyen ritka eseményeket?

      Az alkalmazott módszer az, hogy összegyűjtenek sok ezer tonna anyagot, majd hónapokon keresztül figyelik és érzékeny detektorokkal próbálják elcsípni a protonbomlás termékeit. Sajnos a protonbomlásban keletkező részecskék keresése kicsit arra emlékeztet, mintha tűt kellene a szénakazalban megkeresnünk, mivel a protonbomlás termékei elvegyülnek a kozmikus sugárzás által keltett hasonló bomlási események termékei között. A Földet folyamatosan bombázzák a világűrből érkező nagy energiájú elemi részecskék, amelyek létrehozzák a törmelék elemi részecskék örökösen jelenlévő hátterét. Ezek zavaró hatását úgy próbálják csökkenteni, hogy a kísérleteket mélyen a föld alatt végzik.

      Az egyik ilyen kísérleti berendezést csaknem egy kilométer mélyen a föld alatt; az Ohio állambeli Cleveland közelében, egy sóbányában állították fel. A berendezés 10 000 tonna különleges tisztaságú vizet tartalmaz egy kocka alakú tartályban, amelyet detektorok vesznek körül. Azért választották a vizet céltárgynak, mert átlátszósága lehetővé teszi, hogy a detektorok a lehető legtöbb protont tudják egyszerre "szemmel tartani". A kísérlet alapgondolata a következő: ha egy proton az elfogadott elméletek által előrejelzett módon elbomlik, akkor az, amint már említettük, egy elektromosan semleges piont, valamint egy pozitront hoz létre. A pion gyorsan elbomlik, rendszerint két nagyon nagy energiájú fotonra, azaz gamma-sugárzássá alakul. Végül a gamma-sugárzás fotonjai nekiütköznek vízben lévő atommagoknak, aminek során mindegyik egy szintén nagy energiájú elektron-pozitron párt hoz létre. Valójában ezek a másodlagos elektronok és pozitronok olyan nagy energiájúak, hogy még a vízben is közel fénysebességgel mozognak.

      A fény a légüres térben 300 000 kilométert tesz meg másodpercenként. Ez egyúttal az a létező legnagyobb sebesség, amelylyel bármely részecske mozogni képes. A vízben a fény lassabban terjed, mint vákuumban, körülbelül 230 000 kilométeres másodpercenkénti sebességgel. Ez azt jelenti, hogy a gyors, közel 300 000 kilométeres másodpercenkénti sebességgel haladó elemi részecskék a vízben gyorsabban mozognak, mint a vízben mért fénysebesség. Ha egy repülőgép átlépi a hangsebességet, hangrobbanás alakul ki. Hasonlóképpen, ha egy elemi részecske gyorsabban mozog valamely közegben, mint az abban a közegben érvényes fénysebesség, akkor a közegben elektromágneses lökéshullám keletkezik, amelyet orosz felfedezőjéről Cserenkov-sugárzásnak nevezünk. Az ohioi kísérletezők tehát egy sor fényérzékeny detektort helyeztek el a tartály mellett, amelyek a Cserenkov-felvillanásokat keresik. Annak érdekében, hogy meg tudják különböztetni a protonbomlás hatását a kozmikus eredetű neutrínók és más eredetű részecskék okozta hamis felvillanásoktól, a kísérletezők egyértelmű bizonyítékokat keresnek, ezért egymásnak háttal fordítva a detektorokat, egyidejű Cserenkov-felvillanásokat keresnek, amelyeket az egymással ellentétes irányba mozgó elektron illetve pozitron kelt.

      Sajnos több évi működés ellenére az ohioi berendezésnek mindeddig nem sikerült meggyőző bizonyítékot szolgáltatnia a protonbomlás mellett, bár mint a 4. fejezetben már említettük, az 1987A szupernóvarobbanásból származó neutrínókat viszont sikerült felfognia. (A tudományos kutatásban gyakran megesik, hogy miközben egyvalamit hiába keresünk, helyette véletlenül valami egészen más, váratlan felfedezést sikerül tenni.) E sorok megírásáig másutt és más elvek alapján működő kísérleti berendezésekkel sem sikerült a protonbomlás mellett szóló bizonyítékot találni. Ez esetleg azt jelentheti, hogy a proton nem bomlik el. Másrészt viszont azt is jelentheti, hogy a proton élettartama meghaladja a 1032 évet. Az ennél lassúbb bomlást a jelenlegi kísérleti berendezésekkel nem lehet megfigyelni, ezért a protonbomlás kérdésében valószínűleg csak a közeljövő tudja kimondani a végső ítéletet.

      A protonbomlás kutatását nagyban elősegítette a nagy egyesített elméletek kutatása. Az elméleti fizikusok azt tűzték ki célul, hogy egységes elméletben szeretnék leírni az erős magerőt (amely az atommagban összetartja a protonokat és a neutronokat), a gyenge magerőt (amely a radioaktív béta bomlásért felelős), valamint az elektromágnességet. Az egyesített elmélet szerint a protonbomlás a fenti erők pillanatnyi összekeveredése eredményeképpen következne be. Elképzelhető persze az is, hogy a természeti kölcsönhatások nagy egyesítésére irányuló próbálkozások hiábavalónak bizonyulnak, ez azonban még önmagában nem zárja ki a protonbomlás megvalósulásának elméleti lehetőségét, valamilyen más úton, amely esetleg a negyedik alapvető kölcsönhatással, a gravitációval is kapcsolatban áll.

      Ha meg akarjuk érteni, miképpen tudja a gravitáció előidézni a protonbomlást, figyelembe kell vennünk azt a tényt, hogy a proton nem valódi elemi részecske, abban az értelemben, hogy nem pontszerű. A proton valójában három kisebb, kvarkoknak nevezett részecskéből épül fel. Az idő legnagyobb részében a proton átmérője körülbelül egy tízbilliomod centiméter, ami a kvarkok közötti átlagos távolságnak felel meg. A kvarkok azonban nincsenek nyugalomban, hanem a kvantummechanikai bizonytalanság következtében állandóan változtatják helyüket a protonon belül. Időről időre két kvark nagyon megközelíti egymást. Még ritkábban az is előfordulhat, hogy mind a három kvark rendkívül közel található egymáshoz. Nincs kizárva, hogy a kvarkok olyannyira megközelítik egymást, hogy a közöttük ható, egyébként elhanyagolhatóan csekély gravitációs erő minden egyéb kölcsönhatást felülmúl. Ha ez bekövetkezik, a kvarkok egymásba zuhannak és mikroszkopikus fekete lyukat hoznak létre. A proton tehát lényegében a saját súlya alatt omlott össze, kihasználva az alagúthatásnak nevezett kvantummechanikai jelenséget. A folyamat eredményeképpen keletkező parányi fekete lyuk rendkívül instabil - emlékezzünk csak vissza a Hawking-folyamatról mondottakra -, ezért többé- kevésbé pillanatszerűen eltűnik, csupán egy pozitront hagyva hátra maga után. Ezt a bomlási útvonalat feltételezve a proton élettartamára vonatkozó becslések nagyon bizonytalanok, 1045 év és a már-már hihetetlenül hangzó 10220 év közötti eredményt adnak.

      Ha a protonok ilyen hosszú idő elteltével valóban elbomlanak, akkor ennek roppant mélyreható következményei vannak a Világegyetem távoli jövőjére vonatkozóan. Eszerint ugyanis minden anyag instabil lenne, és így végső soron eltűnne. Azok a szilárd égitestek, mint például a bolygók, amelyek elkerülték hogy belezuhanjanak egy fekete lyukba, sem lehetnének örökéletűek. Ehelyett fokozatosan, lassan elpárolognának. Ha a proton élettartama mondjuk 1032 év, akkor ebből az következik, hogy a Föld másodpercenként egybillió protont veszít el. Ilyen ütemű anyagvesztést feltételezve, kiszámítható, hogy bolygónk anyaga 1033 év alatt gyakorlatilag elfogy, feltéve persze, hogy valamilyen egyéb behatás nem vet véget már sokkal hamarabb a létezésének.

      Ezzel a folyamattal szemben a neutroncsillagokat sem védi meg semmi. A neutronok szintén három kvarkból állnak, és a protonok kimúlását okozókhoz hasonló folyamatok révén ugyancsak át tudnak alakulni könnyebb részecskékké. (A szabad neutronok minden esetben instabilak, és átlagosan tizenöt perc elteltével elbomlanak.) A fehér törpék, a kőzetek, a por, az üstökösök és a csillagászat minden egyéb szereplője megadja magát az idők végezetének. Az a 1048 tonna közönséges anyag, amelyet jelenleg a, Világegyetemben szanaszét szórva meg tudunk figyelni, maradéktalanul eltűnik, mert vagy fekete lyukakba hull, vagy a lassú nukleáris bomlás áldozatává válik.

      A protonok és a neutronok elbomlásakor természetesen különféle bomlástermékek jönnek létre, tehát a Világegyetem az atomos anyagot felépítő részecskék eltűnése után sem marad teljesen üres. Amint azt például már említettük, a protonbomlás egyik valószínű útjának végtermékeként egy pozitron és egy semleges pion keletkezik. A pion rendkívül instabil részecske, ezért azonnal két fotonra vagy néha egy elektron-pozitron párra bomlik. Bármely eset következzék is be, a Világegyetemben a protonbomlás eredményeképpen fokozatosan felgyülemlenek a pozitronok. A fizikusok véleménye szerint a pozitív töltésű részecskék (melyek legnagyobb része jelenleg proton) száma az egész Világegyetemben megegyezik a negatí töltésű elemi részecskék (főként elektronok) számával. Ebből az következik, hogy ha minden proton elbomlik, akkor egyenlő számban lesznek jelen a pozitronok és az elektronok. A pozitron viszont az elektron úgynevezett antirészecskéje, ezért ha egy elektron és egy pozitron találkozik, anyaguk szétsugárzódik, a részecskék annihilálódnak. A laboratóriumban is jól tanulmányozható folyamat eredményeképpen fotonok formájában energia szabadul fel.

      Számításokat végeztek arra vonatkozóan is, hogy vajon a Világegyetemben a távoli jövőben megmaradó pozitronok és elektronok maradéktalanul annihilálják-e egymást, vagy egy részük megmarad. Az annihiláció folyamata nem hirtelen megy végbe. Az elektron és a pozitron először egy pozitróniumnak nevezett "mini-atom"-ot hoz létre, amelyben a két részecske a kölcsönös elektrosztatikus vonzásuk hatására a közös tömegközéppontjuk körül kezd keringeni. Ezután a részecskék spirális pályán egyre jobban megközelítik egymást, míg végül megsemmisülnek. Az, hogy a folyamat mennyi idő alatt játszódik le, azaz mennyi idő alatt közelítik meg egymást a spirálozó részecskék, attól függ, hogy milyen távolságban voltak egymástól, amikor a pozitrónium "atommá" összekapcsolódtak. Laboratóriumban az annihilációs folyamat a másodperc törtrészéig tart csak, a világűrben azonban, egyéb zavaró hatásoktól szinte mentesen hatalmas sugarú pályán is körözni kezdhetnek egymás körül a részecskék. Egyes becslések szerint 1071 évre lenne szükség ahhoz, hogy az elektronok és pozitronok túlnyomó része pozitróniummá kapcsolódjék össze, azonban egymás körüli pályáik átmérője sok billió fényév lenne. A részecskék csigalassúsággal, egymillió évenként egy centimétert megtéve vándorolnának egymás körül. Ilyen tempóban az elektronok és a pozitronok csak meghökkentően hosszú idő, 10116 év múlva érnek spirális pályájuk végére. Mindamellett a pozitrónium-atomot alkotó két részecske sorsa már abban a pillanatban megpecsételődött, amikor a pozitrónium létrejött.

      Különös, de nem minden elektronnak és pozitronnak kell annihilálódnia. Miközben az elektronok és a pozitronok egymást keresik, sűrűségük egyre kisebb lesz, egyrészt mert a folyamatos annihiláció következtében számuk ténylegesen csökken másrészt mert a Világegyetem folyamatos tágulása miatt a megmaradók mind távolabb kerülnek egymástól. Az idő múlásával a pozitróniumok egyre nagyobb nehézségek árán tudnak csak létrejönni. Ez azt jelenti, hogy a megmaradó anyag ugyan egyre fogy, de mind lassabb ütemben, ezért soha nem tud elfogyni teljesen. Valahol mindig találhatóak lesznek páratlan elektronok és páratlan pozitronok, még ha minden ilyen részecske az egyre nagyobbá és üresebbé váló világűrben bujkál is.

      Ezek után felvázolhatjuk, milyen lesz a Világegyetem azt követően, hogy mindezek a hihetetlenül lassú folyamatok végbementek. Mindenek előtt jelen lesz az ősrobbanásból visszamaradt anyag, amely mindvégig jelen volt a Világegyetem története során. Ez fotonokból és neutrínókból áll, de ezen kívül jelen lehetnek benne valamilyen általunk ma még ismeretlen, rendkívül stabil részecskék. Mindezen részecskék energiája a Világegyetem tágulása következtében egyre csökken, egészen addig, amíg tökéletesen elhanyagolható háttérré nem válnak. A Világegyetem közönséges anyaga már mind eltűnt. A fekete lyukak elpárologtak. A fekete lyukakban koncentrálódó tömeg legnagyobb része fotonokká alakult, bár az anyag egy része neutrínók formájában kerül ki a fekete lyukakból, végül egy elenyészően csekély hányad, amely a fekete lyukak megszűnésének utolsó, robbanásszerű hevességgel lezajló szakaszában szabadul ki a gravitációs rabságból, elektronok, protonok, neutronok és nehezebb részecskék formájában lesz jelen. A nehezebb részecskék kivétel nélkül gyorsan elbomlanak. A neutronok és a protonok sokkal lassabban bomlanak el és csak elektronokat és pozitronokat tesznek hozzá a ma látható anyag egyéb maradékához.

      A nagyon távoli jövő Világegyeteme tehát egy fotonokból, neutrínókból, valamint egyre fogyatkozó számú elektronból és pozitronból álló nagyon híg leves lesz, amelynek alkotóelemei mind távolabb kerülnek egymástól. Mai ismereteink szerint ezután már semmiféle alapvető fizikai folyamat nem fog végbemenni. Semmiféle figyelemreméltó esemény nem fogja már megzavarni a Világegyetem sivár tisztaságát, a Világegyetem akadálytalanul halad az örök élet felé vezető úton, bár ebben az esetben talán szerencsésebb lenne az örök halál kifejezés.[6]

      A hideg, sötét, jellegtelen és a szinte-tökéletes-semmi Világegyetem lehangoló képe, amelyet a modern kozmológia felvázol, talán a tizenkilencedik századi fizika hőhalál elméletével mutatja a legtöbb rokonságot. Az az időtartam, amely alatt a Világegyetem eléri ezt a degenerált állapotot, minden emberi képzeletet meghalad. Mégis, a rendelkezésre álló végtelenül hosszú időnek ez csak végtelenül kicsiny töredéke. Amint már említettük, az örökkévalóság soká tart.

      Bár a Világegyetem szétzilálódása emberi léptékkel mérve olyan hosszú ideig tart, hogy annak már szinte nincs is jelentősége számunkra, sokan mégis kíváncsian szokták megkérdezni, hogy mi történik az utódainkkal. Elkerülhetetlenül elpusztulnak abban a Világegyetemben, amely lassan, de kíméletlenül megszűnik körülöttük? Feltéve, hogy a tudomány által a Világegyetem nagyon távoli jövőjére megjósolt nem túl ígéretes kép megfelel a valóságnak, úgy tűnik, hogy az élet bármely formájának el kell múlnia. A halál azonban nem ilyen egyszerű.