Vi vet at universet hadde en begynnelse,
et øyeblikk for 13,8 milliarder år siden, da det sprang til live,
skapte det enorme universet vi ser i dag.
Nå som vi har oppdaget dets opprinnelse,
blir vi møtt med et annet like fundamentalt spørsmål.
Hvis universet hadde en begynnelse, hvis det ble født,
vil det bety at det etterhvert også vil dø
eller kommer det til å fortsette for alltid, evig?
Du skjønner, for oss altfor dødelige mennesker
er universets ultimative skjebne
et spørsmål som er fastkoblet inn i vår psyke.
Å forsøke å besvare det har vært en forbløffende revolusjon
for vår forståelse av kosmos.
I tillegg har det de siste årene også åpenbart et univers
som er mye merkeligere enn vi noen sinne kunne forestille oss, og
det har ledet til et av de mest opprørende øyeblikkene i vitenskapelig historie.
Det er den siste tvisten i en historie som begynte for over hundre år siden.
På den tiden brakte viktige eksperimenter og avgjørende oppdagelser...
Og der er det.
Nøyaktig hvor Hoyle forutså.
...har bragt oss nærmere enn noen kunne tro var mulig,
å endelig forstå universets ultimate skjebne.
Rene skalaen av universet er virkelig svimlende.
Hvordan i all verden kan man forutse fremtiden til noe så enormt,
så komplisert,
så mye større enn det vi er?
Helt siden vi begynte å hanskes med dette spørsmålet,
har svaret vært basert på en enkel idé.
Kunne vi kartlegge, observere og forstå hvordan universet har forandret seg,
hvordan det har utviklet seg til det nåtidens øyeblikket fra sin ur-begynnelse,
burde vi ikke da kunne fremskive
og forutse hvordan det vil utvikle seg i fremtiden?
Dessverre, er det et lite hakk i den planen, i det at
universet opererer i tidsskalaer
av millioner av milliarder av år.
Det gjør ikke vi.
For å forstå hvordan universet fungerer,
må vi se forbi vår begrensede menneskelige levetid.
Og i dette tilfellet, viser det seg
at den rene skalaen av universet kan bli snudd til vår fordel.
Universet er så enormt,
at lyset fra noen av objektene vi ser på nattehimmelen
har tatt millioner, til og med milliarder av år til å nå jorden.
Når vi ser opp, ser vi bakover i tid
på en fortegnelse om universets dype historie.
Problemet er at vi bare har et øyeblikksbilde,
et enkelt, kompleks og forvirrende bilde av dets hele historie.
Det er som å ta alle ordene i en roman,
surre de sammen, og klistre de på én eneste side.
Nøkkelen er å prøve å plukke fortellingen fra hverandre,
for å lære hvordan å lese den, å kjenne den igjen og forstå hva som skjer.
Astronomer forsto at stjernene kunne hjelpe å finne denne fortellingen.
Hvis forskerne kunne finne ut hvordan stjernene forandret seg,
hvordan de utviklet seg over tid,
kunne de også forstå det større bildet
av hvordan universet forandret seg,
og de første hintene om hva den fremtiden innebar.
Men det ville ta opptil midten av 1900-tallet å komme frem til svaret.
Å forstå stjernenes hemmeligheter
kom til kreve et øyeblikks briljans fra denne mannen, Fred Hoyle.
Hoyle var en briljant matematiker og fysiker,
en av de største i sin tid.
Han var kreativ, og fremsatte modige teorier.
Og fremfor alt, elsket han problemer,
teoretiske spørsmål, han kunne etterlate sitt spor, ved å besvare.
Og i de sene 1940-årene, fant han ett av de største.
Hoyle ville vite hvor elementene kom fra.
Det tidlige universet var for det meste hare en sjø av hydrogen og helium,
de enkleste og letteste elementene.
Men vi vet at det forandret seg.
Se rundt oss nå, dette er ingen enkel verden vi lever i.
Vi er omgitt av kompleksitet
bygget opp av komplekse tungelementer, som oksygenet jeg puster
og jernet i blodet vår,
og selvfølgelig, karbon, i trærne og i alle celler i kroppen min.
Ingen visste hvordan å fylle gapet,
mellom hvordan universet gikk fra den veldig enkle begynnelsen
til alt dette.
Dette var problemet Hoyle grep tak i.
Hoyle visste at kjernefysisk fusjon måtte inneholde svaret.
I kjernefysisk fusjon
smelter lettere elementer sammen og blir mer komplekse.
Det var allerede kjent at dette foregikk i kjernen av stjerner,
der hydrogen smeltet sammen for å forme det mer komplekse heliumet.
Hoyle lurte på hvordan han kunne gå videre,
hvordan helium-kjernen kunne smeltes for å forme tyngre elementer.
Det er en bemerkelsesverdig enkel ide.
Her er vår helium-kjerne.
Hvis du kan sette sammen to helium-kjerner,
får du beryllium,
en tyngre, mer kompleks kjerne.
Så, legg til en tredje helium-kjerne, og du får karbon.
Derfra kan du fortsette og bygge opp tynge og tyngre elementer.
Det høres ut som en perfekt løsning,
men det var en veldig god grunn til at tilblivelsen av karbon,
og dermed alle andre elementer, fortsatt forble et stort mysterium.
Problemet var at denne prosessens fysikk rett og slett ikke virket.
Kalkuleringer viste at tre helium-kjerner ikke ville kunne sitte sammen.
Karbon-kjernene de formet var ustabile og falt bare fra hverandre.
Hvis de kollapset ved karbon,
hadde de ingen sjanse til å kunne lage andre, tyngre elementer.
Det var som om de traff en veisperring hver gang.
På sin typisk selvsikre måte,
løste Hoyle problemet ved å forutse en helt ny form for karbon.
Hoyle tok et intuitivt sprang.
Han bestemte at hvis tre helium-kjerner smeltet sammen inni i en stjerne,
ville de forme karbon med litt mer energi enn normalt.
I denne spesielle tilstanden,
kunne den holde seg intakt akkurat lenge nok til å bli stabil.
På den måten kunne stjerner lage karbon, og veisperringen var borte.
Hvis han hadde rett, hadde Hoyle løst mysteriet.
Elementene ble bygget i kjernen av stjerner.
Men det var mer på spill enn bare det.
Han innså at teorien kunne avsløre hvordan stjerner forandret seg i sitt livsløp.
Og siden universet vi ser er bygget opp av stjerner
kunne det bli et mektig verktøy for å kunne forutsi universets fremtid.
Der...
Astronomer holdt allerede på å gruppere stjerner
basert på størrelse, farge og lysstyrke,
og satt de på et kart,
kjent som Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Så, her er diagrammet de lagde.
Langs her er størrelse og lysstyrke,
fra veldig store, veldig lyse stjerner helt ned til mindre, mørkere stjerner.
Og langs denne aksen er farge og temperatur,
veldig varme, blå stjerner, helt ned til kjøligere røde stjerner.
De fleste stjerner med vanlig størrelse
falt ned i den lange diagonalen gjennom midten av diagrammet
med en gruppe gigantiske, lysende stjerner på toppen og mindre dverger under.
Astronomer kunne se mønstrene,
men de kunne i skjønne hva det betydde,
inntil Hoyle og hans teori
viste en radikal ny måte å se diagrammet på,
en måte som ville avsløre stjernes livssyklus.
Se på vår egen sol.
Nå, i dette øyeblikket, sitter den her, i midten av diagrammet, og
lykkelig brenner hydrogen, omdanner det til helium.
Men hvis Hoyle hadde rett, vil den, når den har gått tom for hydrogen,
begynne å smelte helium for å lage tyngre elementer.
Nå, på dette tidspunktet begynner en dramatisk transformasjon,
fordi snarere enn å gå denne retningen på diagrammet,
ekspanderer den til mange ganger sin egen størrelse
og hopper over hit for å leve sammen med de røde kjempene.
Og i denne fasen, begynner den å brenne helium for å lage mye tyngre elementer,
helt til den endelig begynner å produsere karbon.
Nå, på dette punktet, når den har gått tom for sitt kjernefysiske brensel,
gjennomgår den sin siste transformasjon.
Den kaster av seg sine ytre lag
og etterlater et lite hvitt slagg som bor her med de hvite dvergene.
Alle stjerner følger sin egen vei rundt på diagrammet.
Hosles teori ga forståelsen til å kunne spore hver stjernes utvikling,
drevet av den plutselige tenningen av en ny fase i elementenes tilblivelse.
Her var svaret til mysteriet om de tunge elementene,
nøkkelen til stjernenes livssyklus,
og et vindu mot universets fremtid,
alt takket være Hoyles nye tilstand for karbon.
Det var bare ett lite problem.
Ingen hadde noen sinne sett eller påvist Hoyles spesielle form for karbon,
ikke i det avslørende spekteret fra stjerner, ingen steder på jorden,
ikke en gang i et laboratorieforsøk..
Så langt kunne ingen si at det fantes,
og uten denne spesielle formen for karbon, ville hele teorien kollapse.
Det som skjedde senere er et testament til Hoyles briljans
og nesten idiotisk stae selvtillit.
På 1950-tallets,
begynte Hoyle å jobbe på California Institute of Technology, Caltech,
som hadde en av de få partikkel-akseleratorene
som fantes på den tiden, som liknet på denne.
Hoyle ville bruke akseleratoren til å prøve å lage sitt høyenergiske karbon.
De var ikke så villige.
Her kom en ukjent brite, og prøvde å ta over deres nye maskin
for å lete etter noe som han bare hadde funnet på selv.
Akkurat som Hoyle, er jeg en teoretiker.
Eksperimentell fysikk er en veldig annerledes verden,
og det er et annet område av ekspertise.
Men Hoyle hadde selvtilliten, dristigheten
til å skride inn i labben og, som sjefen for fasiliteten sa,
uten en gang å spørre, forlangte han
at de ga opp forskningen de holdt på med
for å utføre en komplisert eksperiment
som skulle lete etter noe som ingen trodde fantes i utgangspunktet.
Jeg er ganske sikker på jeg ikke hadde turt å gjøre det.
Hoyle fortsatte stadig,
argumenterte for at det ville bli en avgjørende og berømt oppdagelse.
Til slutt ga de seg. Letingen var i gang.
I dag gjenskaper jeg eksperimentet.
Planen var å bombardere et målelement med en partikkel-stråle
for se om de kunne skape den spesielle formen for karbon.
Jeg har med meg mine egne eksperimentelle kollegaer,
Tzany og Robin, som skal hjelpe meg.
Målet vårt blir holdt i midten av dette reaksjonskammeret.
Det de lette etter var et veldig spesifikt signal
som ville vises gjennom måleinstrumentene.
Hvis den formen for karbon fantes,
forutså Hoyle at det ville vise seg som en pigg av energi
på 7,7 million elektronvolt,
som et fingreavtrykk for denne spesielle formen for karbon.
Vi skal lete etter den sammen toppen av energi.
På tide å stenge kammeret,
stenge strålingsdørene,
og se selv hva som skjedde.
Dette er kontrollpanelet, og de har sluppet inn meg, en teoretiker, for
å sette i gang hele greia.
Så det første jeg gjør er å starte opp strålen...
Deretter, sikte strålen på målet.
Ladede partikler slamres nå mot målet.
Den gangen på 1950-tallet var dette sannhetens øyeblikk for Hoyle.
Nå vil data begynne å komme inn,
og den viktige skjermen å se på er her borte.
Nå, hvis Hoyle hadde rett,
ville de ha sett hans spente form for karbon ved denne energien her.
De ville ha ventet å se en topp av energi som nådde dette punktet.
Og der er det.
Nøyaktig hvor Hoyle forutså.
Da dette eksperimentet ble utført for nærmere seksti år siden,
ble de helt forbløffet over å se at Hoyle hadde rett.
Det er ganske utrolig å tenkte at han bare jobbet på en teoretisk anelse,
overbeviste kollegene sine til å utføre eksperimentet, og at han hadde rett.
Han hadde også rett om berømmelsen.
Lederen for laboratoriet
mottok senere Nobelprisen for oppdagelsen.
Hoyle, derimot, fikk ingenting.
De publiserte funnene i et av de mest berømte
og mest brukte tidsskriftene innen vitenskap.
På forsiden av tidsskriftet,
satte forfatterne et veldig passende sitat fra Shakespeares King Lear:
"Det er stjernene over oss, som styrer våre forhold."
Det var bekreftelsen på denne spente formen for karbon
som beviste at det er inni stjerner
at alle elementene som utgjør verden rundt oss,
inkludert oss selv, har blitt smidd.
Og med den oppdagelsen,
fikk vi virkelig innsikt i stjerners livssyklus.
Vi kunne begynne å forstå hvordan universet har forandret seg over tid,
både nå og i fremtiden.
Her var grunnlaget for hvordan å utlede fremtiden,
og det ga én klar forutsigelse om universets ende.
Det var hydrogen og helium som først formet stjerner,
og det var disse to elementene som først ble konsumert i stjerner med alderen,
og skapte alle de tunge elementene i den samme prosessen.
Den logiske konklusjonen var urovekkende.
Etter en nesten umulig lang tid å forestille seg,
ville stjerne bruke opp alt hydrogenet og heliumet som fantes.
Ingen nye stjerner kunne formes,
og eksisterende stjerner vil etterhvert gå tom for brensel og dø.
Universet ville bli mørklagt.
På tross alt som er viktig for deg og meg,
at lyset og livet skapt av stjernene,
ville universet etterhvert komme til en slutt.
Men det var en annen mulighet, en som lovet en veldig annerledes skjebne
og som ville spille seg ut lenge før stjernene gikk tomme for brensel.
En skjebne som involverte en fundamental kraft i universet,
gravitasjon.
Potensialet for at gravitasjon definerer universets ultimative skjebne,
ble først oppdaget av en av vitenskapens ukjente helter,
Vesto Slipher.
Hans lite kjente, men banebrytende ekspert-målinger
ville transformere vår forståelse av universet.
På det tidlige 1900-tallet gikk astronomien inn i sin gullalder
med stadig mer kraftige teleskoper som fulgte med på himmelen.
Ett av de største målene på den tiden var stjernetåken.
Stjernetåken er lapper og virvler av lyst som kan sees mellom stjernene
og ikke så mye var kjent om disse mystiske objektene.
Så, astronomene var desperate etter å finne ut så mye som mulig om dem.
Slipher var interessert i ett spesielt aspekt av stjernetåkene,
deres bevegelser.
Og for dette målet, valgte han den meste berømte av alle, Andromeda.
Slipher ville være den første til å måle hvor raskt en stjernetåke beveget seg.
Problemet var at hans teleskop ikke var det største der ute,
ikke i det hele tatt.
Men Slipher hadde én stor fordel over sine konkurrenter.
Han var en superb astronom.
Dette teleskopet har faktisk samme størrelse som Sliphers.
Den har ett tjuefire-tommers speil,
men Slipher hadde elsket å få fingra i noe som dette.
Du skjønner, det han trengte var å få tak i et spektrum.
Det innebærer å dele lyset fra stjernetåkene
inn i dets ulike bølgelengder,
i de ulike fargene de er laget av.
Han ville ha brukt noe som dette, det er et diffraksjonsgitter,
og jeg kan se det reflektere dette lyset
og det gir meg alle regnbuens farger.
Det som uroet Slipher var at han trengte å samle så mye lys som mulig
for å gi ham et brukbart spekter,
og stjernetåke er usedvanlig svakt.
Han var redd at å få nok lys fra sitt teleskop
ville være umulig.
Det kan være den samme størrelsen,
men dette moderne teleskopet kan fange Andromedas spekter
i løpet av minutter
Med hans teleskop,
trengte Slipher fjorten timer til å produsere et spekter,
to dager med slitsom innsats,
sju timer hver natt med konstant justering av teleskopet
for å holde det fiksert på Andromeda.
Slipher ville vite hvordan Andromeda beveget seg,
og for å skjønne det trengte han ikke bare spekteret av Andromedas lys,
men trengte også absorpsjonslinjene.
Dette er diskrete åpninger i spekteret, som dette.
Disse absorpsjonslinjene bør alltid være på samme sted
hvis kilden ikke beveger seg.
Hvis de skifter mot høyre mot den røde enden av spekteret,
betyr det at kilden beveger seg vekk fra oss.
Hvis de flytter seg til venstre mot den blå enden av spekteret,
betyr det at kilden beveger seg vekk fra oss, en blå bevegelse.
Etter to dager med observasjon,
var Slipher klar til å fremkalle fotografiet sitt,
og han fikk ikke noe så vakkert og rent som dette.
Han fikk dette bildet.
Dette er faktisk blåst opp.
Faktisk, så var det han fikk et mye mindre bilde enn dette,
og det er ikke engang disse linjene på toppen og bunnen.
Den han faktisk fikk var denne møkkete klatten i midten.
Det var Andromedas spekter.
Du tror kanskje at han feilet,
at man ikke funne få noe meningsfylt ut av dette.
Faktisk så var han ikke bare i stand til å gjøre en meningsfylt måling,
men han kunne også finne ut at Andromeda viste en veldig tydelig blå bevegelse,
at den beveget seg mot oss.
Faktisk, han regnet ut at den beveget seg mot oss
i en hastighet av 300 kilometer i sekundet,
hvilket faktisk stemmer med dagens moderne beregninger.
Slipher klarte det,
den første målingen av en stjernetåkes hastighet noen sinne.
Hans evner og pågangsmot overgikk begrensningene til teleskopet hans.
Da Slipher presenterte funnene sine ved et astronomimøte i 1914,
fikk han en stående applaus.
Det er ofte lett å glemme hvor viktige folk som Slipher er,
og at store gjennombrudd i vitenskapen
ikke alltid handler om store ideer eller vakre teorier.
De beror ofte ganske enkelt på folk
som er usedvanlig begavet til å observere og måle den naturlige verden.
Vi vet nå at Andromeda-tåken faktisk er en galakse,
som vår egen Melkevei.
Og det er Andromedas bevegelse
som avslører hvordan gravitasjon kan forme universets skjebne.
Siden dets fødsel i Big Bang, har universet ekspandert utover.
Som et resultat beveger de fleste galakser seg vekk fra hverandre.
Da de først ble til,
ville det samme ha vært sant for Andromeda og Melkeveien,
helt til gravitasjonen satte i gang og begynte å overvelde den ekspansjonen.
Det er gravitasjon som drar Andromeda og vår egen Melkevei-galakse
så ubønnhørlig sammen.
Spørsmålet er,
hvis den kan gjøre dette trikset i vårt eget lille hjørne av kosmos,
kan det da gjøre det samme over hele universets utstrekning?
Om gravitasjon overveldet ekspansjonen, lenge før stjernene brenner ut,
ville vårt enorme univers vært uunngåelig, uomtvistelig kollapse innad i seg selv.
Universet ville sluttet i et stort knas.
Hvis gravitasjonen feilet, ville universet ganske enkelt fortsette å vokse
langt forbi tiden den da siste stjernen ville ha dødt.
Alt hvilte på en faktor
som Einstein's generelle relativitetsteori forutså.
Den generelle relativitetsteorien avslørte
at det var to veldig ulike fremtider for universet.
Og mer enn det, de kunne også kalkulere et spesielt tall
som markerte grensen for de to ulike scenariene.
Det ble kjent som Friedmann-ligningene.
Friedmann-ligningene er ganske enkelt en terskel,
basert på hvor mye masse og energi,
hvor mye stoff det var i hele universet.
Hvis den totalen var over en kritisk tetthet,
ville gravitasjonen dra hele universet tilbake,
sammen i en Big Crunch.
Hvis den totale massen var under den kritiske tettheten,
ville ekspansjonen av universet fortsette til evig tid.
Universets skjebne kokte ned til ett enkelt spørsmål:
Hva slags univers lever vi i,
ett som er over den kritiske massen, eller ett som er under?
Én måte å skjønne det på var å se på ekspansjonen av universet.
Hvis universet var over den kritiske tettheten
og på vei mot kollaps,
ville hastigheten av ekspansjonen allerede være på vei ned.
Så, astronomer begynte å jobbe med en måte
å måle hvordan universets ekspansjon forandret seg.
De var selvsikre
helt til en veldig ung professor-student, ved navn Beatrice Tinsley
la merke til en fatal feil i planen.
Tinsley, kjent som Little Beetle for familie og venner,
var en ekstremt begavet musiker. Hun kunne ha spilt profesjonelt.
Men istedenfor, bestemte hun seg for å fokusere på sin større lidenskap,
som var astrofysikk.
Her var hun også utmerket.
Men å ha en akademisk karriere på 1960- tallet var ikke lett, hvis du var kvinne,
og institusjonen hennes, University of Texas,
virket bestemt på å ignorere denne briljante forskeren i blant dem.
Til tross for dette fullførte hun professor-studiet,
på mindre en halvparten av den tiden som var normal.
Og det professoratet betydde trøbbel for ekspansjonshastighets-målingene.
Planen var å måle hvordan galakser beveget seg
ved ulike avstander fra jorda,
og derfor ved ulike tider i fortiden.
Hvordan deres bevegelser forandret seg
ville avsløre hvordan ekspansjonen av universet forandret seg.
Å måle bevegelsene var relativt enkelt.
Det var i det å måle distansene at problemet lå.
I vår hverdagslige verden er vi omgitt av visuelle hint
som gir oss en god følelse av skala, og derfor distanse.
Men ute i det enorme universet, er dette mye vanskeligere.
Så astronomene vendte seg mot noe som kanskje virker uvanlig, lys i seg selv.
Lys er kanskje ikke en åpenbar måleenhet,
men i dette tilfellet kan det virke ideelt.
Dette er avhengig av et veldig enkelt prinsipp.
Hvor sterkt lyset virker for meg er avhengig av hvor nære jeg er det.
Så når jeg er veldig nærme,
kommer masse lys inn i øynene mine, og det virker sterkt.
Men mens jeg flytter meg vekk,
får lyset en større sjanse til å spre seg utover
og mindre av det kommer inn i øynene mine, så det virker svakere.
Denne avgjørende forandringen i graden av lysstyrke
følger et veldig presist matematisk forhold.
Og jeg kan bruke dette forholdet til å kalkulere avstand.
Hvis jeg måler forskjellen i lysstyrke mellom et lys ved siden av meg...
To, tjue.
... og ett lengre vekk...
Omtrent én, komma fem.
Jeg vet ikke om du kan se det. Det er ganske mørkt.
...kan jeg finne ut hvor langt unna lyset er.
Så nå må jeg dele disse to numrene,
og det er vel, omtrent 150.
Nå må jeg ta kvadratroten.
Så kvadratroten av 150,
er omtrent tolv. Det er litt over 12.
Omtrent 12,2 meter.
Akkurat.
Nå sjekker vi arbeidet mitt.
Det er dette prinsippet astronomer brukte
til å måle avstanden til galakser.
Det jeg har her er 11,5 meter.
Det er litt mindre enn de 12 meterne jeg kalkulerte, men nærme nok.
Jeg er ganske fornøyd med det.
Men denne teknikken virker bare om du vet hvor lyssterkt fjernobjektet bør være,
så du kan måle hvor mye den lysstyrken har forandret seg,
og det ville vise seg å være astronomenes akilleshæl.
De målte galakser ved ulike distanser,
så også ved ulike tider av universets levetid.
Dette betyr at galaksene hadde en aldersforskjell
på millioner eller milliarder av år.
Du skjønner, at for at avstandsmålingene skulle fungere,
måtte de anta at alle disse galaksene med ulike aldere
skinte med den samme lysstyrken.
Med andre ord, en galakses lysstyrke forandrer seg ikke over tid.
Men for Beatrice Tinsley,
var det en fatal feil i hjertet av denne antagelsen.
Tinsley var fascinert av stjernenes livssyklus,
hvordan de forandret seg gjennom livene sine.
Professor-avhandlingen hennes undersøkte hva slags effekt det ville ha
på galaksenes lysstyrke.
For Tinsley var det tydelig at hvis stjerner har en livssyklus
igjennom hvilken deres utseende og, ja, også lysstyrke forandret seg,
og da siden galakser fundamentalt sett er laget av stjerner,
ville da også deres lysstyrke forandre seg over tid.
Tinsleys funn sendte sjokkbølger gjennom feltet.
"En håndgripelig følelse av panikk,"
som en av den tidens astronomer beskrev det,
og de ble umiddelbart utfordret.
Du skjønner, en enorm mengde tid, innsats og penger
hadde blitt investert i disse ekspansjons-målingene,
og likevel, her kom en ukjent, ung professor-student,
en kvinne, intet mindre, og stilte spørsmåltegn ved alt sammen.
Og likevel, var det ingenting som kunne argumentere mot Tinsleys arbeid.
Og, etter fjorten år, ble det etterhvert akseptert.
Med det var det tilbake til tegnearket.
En ny måte var nødvendig for å teste hvor nære universet var en kritiske tetthet
for å se om det ville kollapse eller fortsette å ekspandere.
Det var ingen annen løsning, en mer direkte tilnærming.
En åpenbar måte å se hvor nærme universet var en kritisk tetthet
er bare å telle hvor mye stoff det er der ute.
Det er en enkel nok idé, men ganske vanskelig å få til.
Tross alt, i noe så nesten uforståelig gedigent som universet,
hvordan kan du telle alle galakser, alle stjerner, alle korn av interstellar gass?
Det er nesten umulig.
Så, istedenfor, kuttet astronomene universet ned i størrelse.
De tok en gjennomsnittlig opptelling av bare en liten bit,
og multipliserte opp fra den.
De kunne gjøre dette
takket være en av universets unike karakteristikker.
Så langt vi kan se er universet, på en større skala,
det samme i alle retninger vi kan se.
Så, en astronom som sitter er på jorda og ser ut i rommet,
vil se ganske nøyaktig det samme
som en astronom på en utenomjordisk planet, tusener av lysår borte,
som ser ut i en helt annen retning.
Og der et grunnen til at å måle hvor mye stoff det er i en liten bit av universet
gir oss et ganske nøyaktig mål av hvor mye det er alt i alt.
De tok gjennomsnittene sine
og kom opp med en total mengde av masse og energi i universet.
Resultatet overrasket alle.
Alle foreslo at universet var ganske mye under den kritiske tettheten.
Faktisk så foreslo det beste estimatet at universet hadde så lite masse
at dets tetthet kun var en liten fraksjon av den kritiske verdien.
Åpenbart, dersom dette stemte,
var det ingen måte for universet å kollapse på.
Men det var et lite problem med dette første estimatet
for hvor nære universet var ved den kritiske tettheten.
Resultatene var så lave, at de rett og slett ikke ga noen mening.
Kan jeg få en kaffe med melk, takk?
Universet vårt er så klart et med materie, masse og energi.
De dominerer vår verden. De er vår verden.
Disse funnene malte et bilde av et univers
så fremmed for vår hverdagslige oppfatning
at det kanskje var forståelig
at det var et så vanskelig konsept å begripe.
I tillegg virket estimatene å være i strid med universet i seg selv.
Størrelsen på feilberegningen ble avslørt
da universet ble kartlagt i en enestående skala
av Margaret Geller ved Harvard University.
Det Geller og teamet hennes gjorde var å ta et stykke av universet
omtrent 500 millioner lysår langt, 300 millioner lysår bredt,
men fortsatt en tynn kile av det synlige universet.
De observerte så mange galakser de kunne
og tegnet dem opp mot avstand.
Så, alle disse punktene er en individuell galakse.
Det er over tusen av dem.
Det som overasket alle var at det mønsteret de så,
disse boblene eller nesten bikake-struktur.
Du skjønner, alle hadde antatt
at galaksene ville vært spredd tilfeldig ut over universet.
Her, for første gang var det bevis
for at, langt ifra tilfeldig, så hadde faktisk universet en struktur.
Og i hjertet av denne nyoppdagede strukturen
var gravitasjonens drakraft.
Nesten siden universets begynnelse,
har gravitasjon dratt materie sammen,
først til skyer av gass,
som så klumper seg sammen til å forme galakser.
Disse galaksene kommer sammen til å forme klynger av galakser,
og klyngene kommer sammen i super-klynger.
Det ser ut som et kunstverk.
Disse superklyngene er alle forbundet
av tråer av støv og gass,
som alle opptrer under det samme uimotståelige draget.
Mitt univers har akkurat kollapset.
Her kan vi tydelig se gravitasjon opptre som en arkitekt,
som former og påvirker hele universets struktur
i en virkelig kosmisk skala.
Nei, jeg kan nok gjøre bedre.
Problemet var at estimatene for materie i universet var så små...
Og så åpne den.
...at de satte universet så langt under den kritiske tettheten
at så store strukturer rett og slett ikke kunne formes.
Jeg liker ikke det.
Ifølge disse tallene, kunne universet slik vi kjenner det ikke eksistere.
Dette er et søppel-univers.
Det måtte være noe som manglet i opptellingen,
men hva var det,
og hva ville det bety for den kritiske tettheten
og universets skjebne?
En av 1900-tallets mest fargerike og kontroversielle forskere
fant det første sporet.
Fritz Zwicky.
Zwicky var en eksentrisk, barsk og briljant forsker,
kjent for noen ganger å kalle de andre i sin profesjon
for "sfæriske drittsekker,"
som i grunn er alle som er en drittsekk uansett hvordan du ser på ham.
Men til og med de som mislikte ham
måtte vedgå at han var istand til å utrette briljant arbeid.
Zwicky så også på galakse-klynger,
og de ville lede ham til å oppdage noe helt ekstraordinært.
Dette bildet her er akkurat en sånn galakse-klynge.
Den heter Abell 1689.
Hver av disse gule prikkene er del av klyngen.
Det er ganske utrolig å tenke
at hver og en av dem er en hel galakse i seg selv.
Det gir deg på en måte en følelse av den rene skalaen av disse tingene.
Zwicky var fascinert av hva som holdt disse klyngene sammen.
Svaret, selvfølgelig, måtte være gravitasjon.
Se for deg at disse kulene alle er individuelle galakser,
som flytter seg i kaotiske baner rundt senteret av klyngen.
Men ingen av dem beveger seg raskt nok
til å bryte løs og rømme fra klyngen.
På grunn av dette, kunne Zwicky bruke hastigheten av deres reise
til å måle styrken av gravitasjonen som holdt de på plass.
Og gravitasjonens styrke ville fortelle ham hvor mye materie,
hvor mye stoff det var inni klyngen.
Her var det at ting ble veldig merkelig
fordi galaksene beveget seg i voldsom fart.
Styrken av gravitasjon som var nødvendig
for å holde disse hurtige galaksene innenfor klyngen
trengte langt mere materie enn han kunne se.
Og det var ikke bare en liten forskjell.
Faktisk så trengte han omtrent 100 ganger mer masse
enn det som kunne oppdages.
Zwicky kalte denne mystiske massen Dunkle Materie. "Mørk materie."
Her var en sterk kandidat til den savnede massen av universet.
Men for å vite om denne tok universet over eller under den kritiske massen,
måtte de løse ett stort problem.
Hvordan kan du studere noe når det ikke er noen måte å oppdage det på.
Svaret ville komme takket være en oppdagelse gjort her
ved Jodrell Bank Observatory.
Denne gigantiske parabolen heter Bernard Lovell Radio Telescope
og i 1973 fant den noe som ingen hadde sett før.
På den tiden utførte den en undersøkelse av noen veldig fjerne, lyssterke objekter.
kvasarer.
Delvis gjennom undersøkelsen, oppdaget de noe veldig uvanlig.
Jeg har kommet hit i dag for å ta en ny kikk på hva de så,
og denne gangen skal jeg ikke bare bruke teleskopene er på Jodrell,
men radioteleskoper over hele landet.
Her er vi, kontrollrommet på Jodrell Bank,
en fin utsikt der over Lovell Telescope.
Her borte er skjermene,
vi ser live data komme inn fra ulike teleskoper.
En av dem, Mark 2, er et radioteleskop her på Jodrell Bank,
men resten er sprett utover landet,
og er alle forbundet gjennom optiske fibre som mater inn i den sentrale maskinen her.
Poenget er at, jo lenger du observerer et objekt,
jo bedre kvalitet får du på bildet,
og etter 50 timer med observasjon, så er dette hva de kan se.
Dette er det samme bildet de så for 40 år siden,
som viser to lyse punkter, to kvasarer.
Dette var ikke første gangen kvasarer hadde blitt sett,
men det var definitivt første gangen de hadde blitt sett så nærme hverandre,
som om de var et par.
Et par var noe nytt.
De begynte så samle så mye informasjon om dem som mulig,
inkludert å måle spektraene deres,
fingeravtrykket som finnes i lyset.
Her er spektraene fra de to kvasarene.
Ved første øyekast kan jeg se at de ser veldig like ut.
Faktisk så er de mye mer enn bare ganske like.
Da de først målte dem så de at de begge rødforskjøv
til lengre bølgelengder med akkurat den samme mengden.
Og ta en titt på ustrålings-toppene her.
Begge faller på den eksakt samme bølgelengden.
Faktisk var spektraene så like, at de trodde de hadde gjort en feil,
at de hadde sett på det samme objektet to ganger...
Men det hadde de ikke.
Og det etterlot bare én mulighet.
Hva de trodde var to separate kvasarer
var faktisk bare én enkelt kvasar
som på en eller annen måte hadde blitt delt i to bilder,
en tilfelle av astronomisk dobbeltsyn.
Det var en teori som kunne forklare dette,
en merkelig effekt forutsett av Albert Einstein,
gravitasjonslinsing.
Hvis du ser gjennom denne linsen,
ser du alt bak den bøyes til merkelig former.
Denne bisarre effekten
oppstår fordi mens lys passerer gjennom ulike tykkelser av glasset,
bøyer det seg, og gir opphavet til et bøyd bilde.
Einstein sa at materie, stoff, også bøyer rom,
og forandrer selve formen, stoffet universet er laget av.
Så derfor, når lys passerer gjennom områder av verdensrommet
med høy konsentrasjon av materie,
vil det bøye seg, akkurat som det gjør når det går gjennom glasset i denne linsen,
og dermed lager liknende visuelle triks.
Hvor mye lyset bøyes
er avhengig av hvor mye rommet blir forskjøvet,
og det igjen er avhengig av hvor mye masse det er.
Mellom kvasarene og teleskopene måtte det være en enorm mengde masse,
som bøyde lyset så mye at bildet ble delt,
og som gjorde at den enkle kvasaren så ut som to.
Her er den skyldige, eller i det minste deler av det.
Denne klatten her er bare en galakse inni en klynge av galakser
som sitter mellom oss og den fjerne kvasaren.
Så det er ikke bare bitte lite masse,
men hundrede av galakser som hver har milliarder av stjerner.
Kombinert, bøyer de lyset fra kvasarene,
og gir oss det doble bildet.
Og det doble bildet var avgjørende for studien av mørk materie.
Til og med all massen og materien inneholdt i galakse-klyngen,
var det ikke nok til å bøye lyset så mye.
For å få til det, trengte man Zwicky's mystiske og usynlige mørke materie,
og ved å nøye analysere nøyaktig hvor mye lyset ble forskjøvet
kunne man avsløre hvor den mørke materien var.
Her er det du får, et kart.
I midten er den normal materien galakse-klyngen består av,
men omkring den, strekkende langt videre utover,
farget i rødt her, det er den mørke materien.
Se hvor langt ut den sprer seg.
Den gjør den normale materien i galakseklyngen til en dverg i forhold.
Zwickys mystiske og usynlige materie, ble avslørt av en kosmisk optisk illusjon.
Den kunne ikke avsløre hva mørk materie er,
men å kartlegge den slik, som Jodrell fortsatt gjør i dag,
ga en idé om hvor mye det fantes av den der ute,
og det virket som den langt oversteg mengden med normal materie.
Men var det nok til å ta universet over den kritiske tettheten?
Selv om det latet til å være langt mer mørk materie enn normal materie,
etterlot det fortsatt universet vel under den kritiske tettheten.
Men dette er fortsatt et langt stykke slutten av fortellingen.
Oppdagelsen av mørk materie
overrasket den vitenskapelige verden fullstendig.
Å prøve å finne ut hvor nærme universet var sin kritiske tetthet
ga bare flere mysterier enn svar.
En sjokkerende ny oppdagelse
som først lovet å endelig avsløre universets skjebne
sendte istedet fysikken inn i en krise.
På 1990-tallet var disse teleskopene en del av et internasjonalt prosjekt
som søkte etter å endelig avsløre universets skjebne.
De brukte en ny teknikk til å, enda en gang,
se hvordan universets ekspansjon forandret seg over tid.
Jeg har kommet for å bruke dette teleskopet, GTC
til å observere et objekt som var ved hjertet av disse studiene.
Dette store teleskopet, du kan se det enorme speilet bak det,
skal ta en nærmere titt på en supernova,
en stjernes eksplosive død.
Lyset som når oss fra disse fjerne, episke hendelsene
vil være nøkkelen til å forstå hvordan universet ekspanderte i fortiden
og vil avsløre hva som kommer til å skje med det i framtiden.
For å måle ekspansjonen,
var forskerne interessert i en spesiell type supernova.
Målet vårt i natt var den samme klassen av supernova som de lette etter,
en Type Ia.
Det som gjorde Type Ia- supernovaer så brukbare
er det at når de eksploderte,
skapte de en et utrolig sterkt lysglimt.
Kort fortalt ville stjernen skinne lysere enn hele galaksen.
Ikke bare det, men den ga også alltid
nesten nøyaktig den samme graden av lysstyrke.
Dette betydde at ikke bare kunne de se dem
over enorme distanser i det fjerne rommet,
men de kunne også finne ut nøyaktig hvor langt unna de var.
Så, hvis de kunne finne nok av dem,
kunne de ta prøver av forholdene i universet
over en lang rekke distanser og tider.
I natt, har astronom David Álvarez
siktet seg inn på en nylig oppdaget Type Ia-supernova.
Så, David, dette er veldig spennende. Har du supernovaen?
Dette er bildet av supernovaen.
- Den tingen der? - Den tingen der.
Kan du zoome inn på den?
Ja, vi kan zoome inn her, og du kan se den lyse dotten.
Og resten av dette er galaksen?
Resten av lyset du kan se der er hjem-galaksen til supernovaen.
Wow, jeg mener, det er utrolig at...
Jeg mener, her er en galakse med hundrede av milliarder av stjerner,
men denne ene eksploderende stjernen, denne ene supernovaen skinner sterkere
enn hele resten av galaksen.
Og vet du hvor langt unna denne supernovaen er?
Du har målt distansen?
Ja, supernovaen er omtrent åtte milliarder lysår unna.
Wow.
I tillegg til distansen
er spekteret av supernovaen også avgjørende.
Astronomene trengte lysets spekter
fordi det ga dem rødforskyvning.
Du skjønner, mens lyset reiser fra den fjerne supernovaen til jorda,
ekspanderer universet.
Rommet lyset reiser gjennom strekkes,
så lyset i seg selv blir også strukket.
Dets bølgelengde blir lengre.
Hvis det forlater supernovaen ved en bestemt bølgelengde,
en bestemt farge,
når det ankommer teleskopet,
er det på en lengre bølgelengde.
Det har skiftet mot den røde enden av spekteret, derav en rødforskyvning.
Så, siden vi vet at lyset skifter mot rødt
forteller det oss hvor mye rommet har ekspandert i løpet av den tiden.
På en måte, gir det oss et mål av hvor stort universet har blitt.
På grunn av dette, kan målinger av rødforskyvinger over store avstander,
ganske enkelt, tilbake i tid,
kunne gi oss en kort oppsummert historie
om hvordan universets ekspansjon har forandret seg.
Astronomer var overbevist om at gravitasjon må ha,
i det minste, saktet ned ekspansjonen.
Spørsmålet var hvor mye.
Ved å nedtegne distansen
mot rødforskyvningens mål av ekspansjonen,
kunne de endelig finne svaret til det spørsmålet.
Hvis vi ser for oss at universet har ekspandert i den samme hastigheten,
hastigheten som den har nå, gjennom hele sin historie,
Ville jeg fått en veldig enkel linje.
Men astronomer visste at dette ikke kunne være korrekt
fordi gravitasjonen har selvfølgelig bremset ned ekspansjonen.
Så, universets ekspansjon burde sakte ned,
og hvis det ekspanderer saktere nå,
burde det ha ekspandert raskere før.
Rom som strekkes ut mer ville bety en større rødforskyvning.
Hva har dette å si for vår supernova?
Vel, vi vet at den var åtte milliarder lysår unna...
...så vi vet at den ikke ville falt nøyaktig ned på denne linja,
som korresponderer med en rødforskyvning på omtrent 0,49.
Den burde være et sted her borte, kanskje på en rødforskyvning større enn 0,5.
Det betyr at denne linjen burde egentlig bue ned sånn.
Den nøyaktige formen av denne linjen
ville fortalt dem hvor mye
gravitasjonen sakter ned ekspansjonen av universet,
og det ville fortalt dem universets skjebne.
Ok, så David, har du spekteret klart nå?
Ja, vi har det.
Jeg skal bare hente det frem.
Det gir deg et mål av rødforskyvningen.
Så hva målte du det til å være her?
I dette tilfellet målte vi 0,47.
0,47?
Vel, det plasserer det på denne siden av linja.
Det betyr at det ikke er en større rød-forskyvning, men en mindre en.
Dette er fascinerende, fordi det er nøyaktig hva de så,
ikke rødforskyvninger som var større, men rødforskyvninger som var mindre.
Og dette så de, om og om igjen, og det kunne bare ha en forklaring.
Mindre rødforskyvninger betydde at universet må ha ekspandert
saktere i fortiden enn det gjør i dag.
Med andre ord, snarere enn å sakte ned,
så akselererer hastigheten av universets ekspansjon.
Etterhvert som flere og flere supernovaer ble nedskrevet ble bildet tydeligere.
De første fem billioner årene etter Big Bang,
Så det ut som at ekspansjonshastigheten hadde saktet ned som forventet.
Men så forandret deg seg,
og ekspansjonen begynte å akselerere.
Det er vanskelig å understreke hvor mye av et sjokk dette var.
Den gangen da, visste alle
at ekspansjonen av universet måtte sakte ned.
Nå, om det ville sakte ned nok til å stoppe for så å re-kollapse,
det var ikke tydelig,
men det måtte sakte ned.
Tross alt, gravitasjonen måtte gjøre jobben med å sette på bremsene,
men den gjorde ikke det.
Omtrent seks milliarder år siden begynte ekspansjonen å gå hurtigere.
Tydeligvis var det en ny og uventet ting
som foregikk i universet.
Noe som forskning ikke hadde svaret på.
Noe som dyttet ekspansjonen av universet til en akselererende hastighet.
Det ble kjent, i mangel av et bedre ord, som mørk energi.
De beste estimater sier
at mørk energi tar opp 70 % av universet.
Og det betyr at universet ikke vil kollapse og ende opp i et stort knas.
Istedet vil mørk energi, ikke gravitasjon,
definere universets ultimative skjebne.
Mørk energi dytter universet fra hverandre.
Det vil ikke fortsette å ekspandere jevnt for alltid.
Mørk energi vil tvinge universet til å fly fra hverandre i økende hastighet.
Galakser vil bli så langt fra hverandre
at lys ikke kan reise i mellom dem.
Hver og én vil ende opp
Som en individuell øy av stjerner alene i kosmos.
Det kan til og med bli så ekstremt at
galakser vil rive seg selv i stykker,
og etterlate individuelle stjerner alene i den svarte tomheten.
Men igjen, kanskje ikke.
Tross alt virker det som effekten av mørk energi plutselig dukket opp
mellom seks og sju milliarder år siden.
Hvem vet vel hvordan den vil opptre i fremtiden?
Det kan høres bisart ut,
men med oppdagelsen av mørk energi er det ingen sikker vinner.
Det er vanskelig å understreke akkurat hvor lite vi vet om mørk energi.
Det har et navn, og det er omtrent alt.
Vi vet ikke hva det er laget av, hvorfor det driver universet fra hverandre.
og, avgjørende, hvordan det vil opptre i fremtiden,
og det etterlater et stort hull i vår forståelse av universet
og dets ultimative skjebne.
Mørk energi kan ganske enkelt være en del av universet,
som er bygget inn i måten det fungerer på.
Eller det kan være et fundamentalt problem
med de viktigste og mest betrodde vitenskapelige metodene vi har,
de som står i kjernen av
vår forståelse av hvordan verden fungerer.
Hvordan universet slutter begynte som astronomiens store utfordring,
men skjebnen til universet har blitt mye mer enn bare et akademisk spørsmål.
Gjennom oppdagelsen av denne rare, gåtefulle energien,
hvis det nå er det der er,
en som motsier samtidig forståelse,
har spredt seg til kjernen av fundamental fysikk.
Å finne svaret på hvordan universet vil slutte
kan ha dype implikasjoner for hvordan vi forstår vår verden.
Oversatt av: Mikael D. Brkić