Vi vet att universum hade en början,
ett ögonblick för 13,8 miljarder år sedan då det kom till liv
och skapade det oändliga kosmos vi ser idag.
Och nu när vi har upptäckt dess begynnelse,
står vi inför en till minst lika viktig fråga.
Om universum hade en början, om det föddes,
betyder det att det också kommer dö i slutändan
eller kommer det fortsätta pågå för alltid, under oändlig tid?
För oss, vi dödliga människor,
är universums slutgiltiga öde
en fråga som redan är inbyggd i vårt sinne.
Att försöka besvara den har lett till en häpnadsväckande revolution
i förståelsen för vårt universum.
Men ändå, har det också de senaste åren visat sig vara ett universum
som är mycket märkligare än vad vi någonsin kunnat föreställa oss och har...
...lett till ett av de mest chockerande ögonblicken i vetenskaplig historia.
Det är den senaste radikala ändringen som sträcker sig över 100 år tillbaka.
På den tiden, förde viktiga experiment och avgörande upptäcker...
Och där är det.
Just precis där Hoyle förutspådde att det skulle vara.
...oss närmre än vad någon någonsin hade kunnat tro skulle vara möjligt,
till att äntligen ta reda på universums slutgiltiga öde.
2. SLUTET
Själva storleken på universum är verkligen häpnadsväckande.
Hur i hela fridens namn skulle man kunna förutspå framtiden för något så oändligt,
så komplext,
något så mycket större än oss själva?
Sedan vi började tampas med denna fråga,
har svaret alltid varit beroende av en enkel idé.
Om vi skulle kunna kartlägga, observera och förstå hur universum har förändrats,
hur det har utvecklats till vad det är i nutid från hur det var just i början,
skulle vi kunna extrapolera framåt
och förutspå hur det kommer utvecklas i framtiden.
Olyckligtvis, har den planen en liten nackdel,
vilket är att universum har existerat under en sådan oändligt lång tid,
miljoner och miljarder år.
Det har inte vi.
För att förstå hur universum verkar,
måste vi se långt bortom vår begränsade mänskliga livslängd.
Och i det här fallet, visade det sig att
universums oerhörda storlek kan vändas till vår fördel.
Universum är så oändligt,
att ljus från några av de objekt vi ser på natthimlen,
har färdats i miljoner, till och med miljarder år, för att nå Jorden.
När vi ser uppåt, ser vi också tillbaka i tiden
i universums djupgående historia.
Problemet är att vi endast har en stillbild,
en enda komplex och förvirrande bild av all denna historia.
Det är som att ta alla ord i en roman,
blanda ihop dem och sätta fast alla på samma sida.
Lösningen är att försöka frigöra historiens delar,
lära sig hur man läser den, uppfatta och förstå det som pågår.
Astronomer insåg att stjärnor skulle kunna hjälpa till med att frigöra de delarna.
Om vetenskapsmän skulle kunna förstå sig på hur stjärnor förändrar sig,
hur de utvecklas med tiden,
skulle de kunna börja förstå en stor del
av hur universum förändrades,
de första ledtrådarna till vad som kan komma i framtiden.
Men det var inte förrän på mitten av 1900-talet som man hittade svaret.
För att frigöra stjärnornas hemligheter,
krävdes den här mannens begåvning, Fred Hoyle.
Hoyle var en begåvad matematiker och fysiker,
en av de mest framstående på sin tid.
Han var kreativ, han kom fram till banbrytande teorier.
Han älskade problem över allt annat,
en svår fråga som han kunde lösa och sätta sitt namn på.
Och under det sena 1940-talet, hittade han ett av de svåraste.
Hoyle ville veta var grundämnena kom ifrån.
Det tidiga universumet bestod mestadels bara av ett hav av väte och
helium, de enklaste och lättaste grundämnena.
Men vi vet att det ändrades.
Se er omkring nu, det är ingen enkel värld vi lever i.
Vi är omgivna av komplexitet
byggd av komplexa, tunga grundämnen, som syret jag andas
och järnet i vårt blod,
och, självklart, kolet, som finns i träden och varje cell i min kropp.
Ingen visste hur man skulle kunna kartlägga
hur universum gick från den väldigt enkla begynnelsen
till allt detta.
Det här var problemet som Hoyle åtog sig.
Hoyle visste att inom kärnfusion fanns svaret till frågan.
När kärnfusion sker,
smälter lättare grundämnen samman för att bilda mer komplexa grundämnen.
Det var redan känt att det skedde inom stjärnorna,
där väte smälte samman för att bilda det mer komplexa heliumet.
Hoyle undrade över hur man skulle nå ännu längre,
hur heliumkärnan kan smälta samman för att bilda tyngre grundämnen.
Det är anmärkningsvärt enkelt.
Här är vår heliumkärna.
Om man skulle sätta ihop två heliumkärnor,
skulle beryllium bildas,
en tyngre och mer komplex kärna.
Lägg till en tredje heliumkärna och du har bildat kol.
Därifrån kan du fortsätta bygga upp tyngre och tyngre grundämnen.
Det låter som den perfekta lösningen,
men det fanns en bra anledning till varför bildandet av kol
och därav alla andra grundämnen, fortfarande var ett sådant mysterium.
Problemet var att fysiken bakom den här processen inte gick ihop.
Beräkningar visade att tre heliumkärnor inte kunde hålla ihop.
Kolkärnorna som de bildade var instabila och föll isär.
Om de bröts ned redan vid kol,
fanns det ingen chans att skapa grundämnen som var ännu tyngre.
Det var som att försöka ta sig igenom en vägspärr varje gång.
Med sitt typiskt banbrytande och envisa tillvägagångssätt,
gick Hoyle runt problemet genom att förutspå ett helt nytt kol-tillstånd.
Hoyle tog ett intuitivt hopp.
Han bestämde att om tre heliumkärnor kunde smälta samman inuti en stjärna,
kunde de bilda kol med lite mer energi än normalt.
I det här speciella tillståndet, kunde det
förbli intakt precis så länge som krävdes för att det skulle bli stabilt.
På det sättet kunde stjärnor bilda kol och vägspärren hade försvunnit.
Om han hade rätt, så hade Hoyle löst mysteriet.
Dessa grundämnen skapades i hjärtat av stjärnorna.
Men det var mer som stod på spel förutom det.
Hoyle insåg att hans teori kunde avslöja hur stjärnor förändrades under sina liv.
Och eftersom det universum som vi kan se är byggt av stjärnor,
skulle detta bli ett kraftfullt hjälpmedel för att förutspå universums framtid.
Där...
Astronomer grupperade redan stjärnor
baserat på deras storlek, färg och ljusstyrka,
och plottade dem på ett diagram
vid namn Hertzsprung-Russel-diagrammet.
Här har vi diagrammet som de skapade.
Den här riktningen visar storlek och ljusstyrka,
det går från väldigt stora och ljusstarka stjärnor, till mindre och dunkla stjärnor.
Och i den här riktningen visas färg och temperatur,
väldigt heta, blåa stjärnor hela vägen ned till kallare, röda stjärnor.
De flesta normalstora stjärnor
hamnade på en diagonal graf i mitten av diagrammet
med en grupp gigantiska, ljusstarka stjärnor ovanför och dvärgstjärnor under.
Astronomerna kunde se mönstren,
men de lyckades inte förstå vad de betydde
tills Hoyle och hans teori
introducerade ett radikalt, nytt sätt att se diagrammet på,
ett sätt som skulle visa en stjärnas livscykel.
Ta vår sol till exempel.
Just nu ligger den här i mitten av diagrammet
och förbränner glatt vätet och omvandlar det till helium.
Men om Hoyle hade rätt, skulle det betyda att när vätet tar slut
så kommer den börja smälta samman helium för att bilda tyngre grundämnen.
Vid det här laget sker en drastisk förändring,
för istället för att röra sig nedåt längs diagrammet i den här riktningen,
expanderar den till att bli flera gånger så stor
och hoppar hit upp för att bo med de röda jättarna.
I den här fasen börjar helium förbrännas för att skapa mycket tyngre grundämnen
tills den slutligen börjar producera kol.
Vid det laget, när kärnbränslet har tagit slut,
genomgår den sin sista förändring.
Den tappar det mesta av sitt yttre lager
och kvar blir lite vitt slagg som bor här med de vita dvärgarna.
Alla stjärnor följer sin egna rutt genom diagrammet.
Hoyles teori gav oss ett sätt att följa varje stjärnas utveckling,
som drevs av den plötsliga antändningen av en ny fas av grundämnesbildningen.
Här låg svaret till de tunga grundämnenas gåta,
nyckeln till stjärnornas livscykel
och ett fönster till universums framtid,
allt tack vare Hoyles nya kol-tillstånd.
Det fanns bara ett litet problem.
Ingen hade någonsin sett eller detekterat Hoyles speciella form av kol,
inte i stjärnspektra, ingenstans på Jorden,
inte ens i ett laboratorieexperiment.
Så vitt man visste, existerade det inte
och utan denna speciella form av kol, fungerade inte teorin alls.
Vad som hände sedan är ett bevis på Hoyles otroliga begåvning
och hans oerhört ihärdiga självförtroende.
På 1950-talet,
började Hoyle jobba vid California Institute of Technology, Caltech,
som hade en av de få partikelacceleratorer
som existerade på den här tiden, liknande denna.
Hoyle ville använda acceleratorn för att försöka skapa kol med höga energivärden.
BIRMINGHAM
De var inte så förtjusta i det.
Han var en okänd britt som försökte ta över deras nya maskin
för att leta efter något som han i princip hade hittat på.
Precis som Hoyle är jag en teoretiker.
Experimentell fysik är en helt annan värld
och ett helt annat kunskapsområde.
Men Hoyle hade självförtroendet och modet
att kliva in i labbet och, som fakultetschefen sade,
utan ett "Med er tillåtelse," kräva
att de lade ner den forskning de höll på med
för att utföra ett komplicerat experiment
för att leta efter något som ingen trodde existerade alls.
Jag är ganska säker på att jag inte hade haft ryggrad nog att göra det.
Hoyle drev på dem
och påstod att det skulle bli en avgörande och känd upptäckt.
Till slut gav de med sig. Och de påbörjade sökandet.
Idag återskapar jag deras experiment.
Planen var att bombardera ett utvalt grundämne med en partikelstråle
för att se om de kunde bilda detta kol-tillstånd.
Jag har med mig mina egna experimentella kollegor,
Tzany och Robin, för att hjälpa mig.
Vårt utvalda grundämne kommer placeras i centrumet av den här reaktionskammaren.
Vad de letade efter var en väldigt specifik signal
som skulle dyka upp i deras detektorer.
Om det kol-tillståndet existerade,
hade Hoyle förutspått att det skulle visa sig som en kraftig ökning av energin
vid 7,7 miljoner elektronvolt,
fingeravtrycket för detta kol-tillstånd.
Vi kommer leta efter samma ökning av energi.
Dags att försluta kammaren,
stänga radioaktivitetsdörrarna
och se vad som hände.
Det här är kontrollpanelen och de har släppt in mig, en teoretiker,
för att få igång allt.
Det första jag gör är att starta upp strålen...
Sedan riktar jag strålen mot målet.
Laddade partiklar slungas nu in i målet.
På 1950-talet var det här sanningens ögonblick för Hoyle.
Nu börjar data komma in
och den viktiga bildskärmen att titta på är här borta.
Om Hoyle hade rätt,
skulle de se hans exciterade form av kol vid denna energi.
7,7 ENERGI - MILJONER - ELEKTRONVOLT
De skulle då se en kraftig ökning av energin vid denna punkt.
Och där är det.
Precis där Hoyle förutspådde att det skulle vara.
När man gjorde det här experimentet för 60 år sedan,
blev de helt paffa av att se att Hoyle hade rätt.
Det är ganska otroligt att tänka sig att han bara gick efter en teoretisk föraning,
övertalade sina kollegor att utföra experimentet och han hade rätt.
Han hade också rätt om berömmelsen.
Laboratoriechefen
fick nobelpriset för upptäckten.
Hoyle, däremot, fick ingenting.
ÖVERBLICK ÖVER DEN MODERNA FYSIKEN
De publicerade sina upptäckter i en av de mesta kända
och mest hänvisade tidskrifterna inom vetenskap.
På framsidan av tidskriften,
står det ett väldigt passande citat från Shakespeares Kung Lear.
"Det är stjärnorna, stjärnorna ovanför oss som bestämmer över vårt tillstånd."
Det var bekräftelsen av denna exciterade form av kol,
som bevisade att det är inuti stjärnor
som alla grundämnen som har skapat världen runt oss,
inklusive oss själva, bildas.
Och med den upptäckten,
fick vi riktig förståelse för stjärnors livscykler.
Vi började förstå hur universum förändras med tiden,
både nu och i framtiden.
Här låg grunden för att extrapolera in i framtiden
och det förde med sig en tydlig profetia för universums öde.
Det var väte och helium som först skapade stjärnorna
och det var dessa två grundämnen som förbrukades i stjärnorna medan de
åldrades, vilket i sig skapade de tyngre grundämnena.
Den logiska slutsatsen var oroväckande.
Efter en nästan otänkbar tidsperiod,
skulle stjärnorna ha använt upp allt väte och helium som existerar.
Inga nya stjärnor skulle kunna bildas
och existerande stjärnor skulle slutligen få slut på bränsle och dö.
Universum skulle bli mörkt.
Allt som är viktigt för dig och mig,
ljuset och livet som skapats av stjärnorna,
och universum skulle slutligen möta sitt öde.
Men det fanns ett annat alternativ, som utlovade ett väldigt annorlunda öde
och som skulle utspela sig långt innan stjärnorna fick slut på bränsle.
Ett öde som involverade en av universums grundläggande krafter,
gravitationen.
Att gravitationen skulle definiera universums ultimata öde
upptäcktes först av en av vetenskapens underskattade hjältar,
Vesto Slipher.
Hans banbrytande expertmätningar
skulle förvandla hela vår förståelse av universum.
På det tidiga 1900-talet, hade astronomin påbörjat sin guldålder
med kraftfullare och kraftfullare teleskop riktade mot skyarna.
Ett av de största målobjekten på den tiden var nebulosor.
Nebulosor var fläckar och stoft av ljus som kunde ses mellan stjärnorna
och man visste inte mycket om dessa mystiska objekt.
Astronomer försökte ta reda på så mycket som möjligt om dem.
Slipher var intresserad av en särskild aspekt hos nebulosor,
deras rörelser.
Och han riktade in sig på den kändaste av dem alla, Andromeda.
LONDON
Slipher ville bli den första att mäta hur snabbt en nebulosa rörde sig.
Problemet var att hans teleskop inte var det bästa som fanns på den tiden,
inte alls.
Men Slipher hade ett stort övertag över sina konkurrenter.
Han var en enastående astronom.
Det här teleskopet är faktiskt lika stort som Sliphers var.
Det har en spegel på 60 cm,
men Slipher hade älskat att få lägga beslag på något sådant här.
Ni förstår, vad han behövde var ett spektrum.
Det innebär att man delar upp ljuset från nebulosan
i sina olika våglängder,
de olika färgerna som det består av.
Han hade behövt använda någonting sådant här, det är ett diffraktionsgitter
och jag kan se att det reflekterar det här ljuset
och ger mig alla regnbågens färger.
Det som oroade Slipher var att han behövde samla in så mycket ljus som möjligt
för att ge honom ett användbart spektrum
och nebulosor lyser extremt svagt.
Han var rädd att det skulle vara omöjligt att få tillräckligt
med ljus från teleskopet.
Det må vara lika stort,
men det här moderna teleskopet kan fånga Andromedas spektrum
på bara några minuter.
Med sitt teleskop,
behövde Slipher 14 timmar för att producera ett spektrum,
två dagars slitande arbete,
sju timmar varje natt för att ständigt justera teleskopet
för att hålla det riktat mot Andromeda.
Slipher ville ta reda på hur Andromeda rörde sig
och för att göra det behövde han inte bara Andromedas ljusspektrum,
utan också dess absorptionslinjer.
Dessa är små hål i spektrumet, som detta.
Dessa absorptionslinjer bör alltid vara på samma plats
såvida källan inte rör sig.
Om de rör sig till höger mot den röda änden av spektrumet,
betyder det att källan rör sig bort från oss.
Om de rör sig till vänster mot den blåa änden av spektrumet,
betyder det att källan rör sig mot oss, en blå skiftning.
Efter två dagar av observation,
var Slipher redo att framkalla sitt fotografi
och han fick inte något vackert och skarpt som detta,
han fick den här bilden.
Den här är faktiskt förstorad.
Det han faktiskt fick var en mycket mindre bild än denna
och det var inte ens dessa linjer, längst upp och längst ner.
Faktum är att det han fick var det här suddiga märket i mitten.
Det var Andromedas spektrum.
Det är lätt att tro att det var ett misslyckande,
att man inte kunde få ut något värdefullt ur detta.
Han fick inte bara ut mycket värdefulla mätningar ur det,
han räknade också ut att Andromeda skiftade väldigt tydligt i blått,
vilket betyder att det rör sig mot oss.
Han räknade faktiskt ut att det rörde sig mot oss
med en hastighet på 300 km per sekund,
vilket fortfarande stämmer med dagens uppskattningar.
Slipher hade lyckats,
den första mätningen någonsin av en nebulosas hastighet,
hans skicklighet och envishet övervann teleskopets begränsningar.
När Slipher framförde sina upptäckter på ett astronomimöte 1914,
möttes han av jubelrop.
Det är lätt att glömma hur viktiga människor som Slipher är,
att stora genombrott inom vetenskapen
inte alltid handlar om någon storslagen idé eller någon vacker teori.
Det krävs bara människor som
är oerhört skickliga på att observera och göra mätningar av naturen.
Vi vet nu att Andromeda-nebulosan egentligen är en galax
som vår egen, Vintergatan.
Och det är Andromedas rörelse
som visar hur gravitation kan forma universums öde.
Sedan födseln i Big Bang, har universum expanderat utåt.
Och som resultat, rör sig de flesta galaxer faktiskt ifrån varandra.
När de först skapades,
hade samma sak gällt för Andromeda och Vintergatan,
tills gravitationen verkade och började överväldiga den expansionen.
Det är gravitationen som obevekligen drar Andromeda och Vintergatan
mot varandra.
Frågan är,
om den kan göra så här i vårt lilla hörn i kosmos,
kan den göra samma sak i hela universum?
Om gravitation kan överväldiga expansionen, kommer vårt universum långt
innan stjärnorna brunnit upp, oundvikligen kollapsa in i sig självt.
Universum skulle sluta med en stor kross.
Om gravitationen inte skulle räcka till, skulle universum helt enkelt fortsätta att
expandera långt efter att den sista stjärnan dött.
Allt berodde på en enda faktor
som förutspåddes av Einsteins allmänna relativitetsteori.
Genom den allmänna relativitetsteorin avslöjades det
att det fanns två väldigt olika framtider för universum.
Och mer därtill, man kunde räkna ut en specifik parameter
som markerade gränsen mellan dessa två olika scenarion.
Det blev känt som den kritiska densiteten.
Den kritiska densiteten var i själva verket en tröskel,
baserad på hur mycket materia och energi,
hur många ting som fanns i hela universum.
Om summan var högre än den kritiska densiteten,
skulle gravitationen dra hela universum samman igen
till Big Crunch.
Om summan av det hela var lägre än den kritiska densiteten,
skulle universums expansion pågå i all evighet.
Universums öde hade begränsats till en enda fråga.
Vilket universum lever vi i,
ett som befinner sig ovanför den kritiska densiteten eller ett som är under?
Ett sätt att ta reda på det var att observera universums expansion.
Om universum befann sig ovanför den kritiska densiteten
och var på väg att kollapsa,
hade expansionshastigheten redan börjat sakta ned.
Astronomer började jobba på ett sätt
att mäta hur universums expansion förändrades.
De var självsäkra
tills en lillgammal Fil.dr.-student vid namn Beatrice Tinsley
upptäckte en allvarlig brist i planen.
Tinsley, kallad för Lilla Baggen av familj och vänner,
var en extremt talangfull musiker. Hon kunde ha blivit ett proffs på det.
Men istället beslutade hon sig för att fokusera på sin andra stora passion,
vilket var astrofysik.
Här utmärkte hon sig också.
Men en akademisk karriär på 1960-talet som kvinna var inte lätt
och hennes institution, University of Texas,
verkade fast besluten att ignorera den här begåvade forskaren som fanns bland dem.
Trots det, klarade hon av sin Fil.dr.
på hälften så lång tid som det vanligtvis borde ha tagit.
Och den Fil.dr. bådade illa för expansionshastighetsmätningarna.
Planen var att mäta hur galaxer rörde sig
på olika avstånd från Jorden,
och därför, under olika tidpunkter i det förflutna.
Hur deras rörelser förändrades
skulle avslöja hur universums expansion förändrades.
Att mäta rörelsen var relativt lätt.
Det var att mäta avståndet som var svårt.
I vår vardag, omringas vi av visuella ledtrådar
som ger oss en uppskattning om storlek och därav också avstånd.
Men när det gäller universums oändlighet, är det mycket svårare.
Astronomer vände sig till någonting som kan verka oväntat, ljuset.
Ljus är ju inte direkt ett måttband,
men i det här fallet verkade det idealiskt.
Detta bygger på en mycket enkel princip.
Hur starkt ljuset verkar för mig beror på hur nära jag är det.
Så när jag är väldigt nära,
kommer mycket ljus in i mina ögon, och det verkar ljusstarkt.
Men när jag rör mig bort från det,
har ljuset större chans att sprida ut sig
och mindre av det kommer in i mina ögon, så det verkar svagare.
Den här förändringen i ljusstyrka
följer ett väldigt exakt matematiskt samband.
Och jag kan använda det här sambandet för att räkna ut avståndet.
Om jag mäter skillnaden i ljusstyrka för ett ljus bredvid mig...
Två-tjugo.
...och ett längre bort...
Runt 1,5.
Jag vet inte om ni kan se det, det är ganska mörkt.
...kan jag räkna ut hur långt bort ljuset befinner sig.
Och nu måste jag dividera dessa två siffror
och det blir, uppskattat, runt 150.
Nu måste jag ta roten ur det.
Roten ur 150,
det är ungefär 12. Det är lite mer än 12.
Runt 12,2 meter.
Då så.
Dags att se om jag hade rätt.
Det är den här principen som astronomer använde sig av
för att mäta avståndet till galaxer.
Det blir 11,5 meter.
Det är lite mindre än de 12 metrarna som jag räknade ut, men det är nära nog.
Jag är ganska nöjd med det.
Men den här tekniken fungerar bara om man vet hur ljusstarkt det avlägsna objektet
borde vara, så att man kan mäta hur mycket ljusstyrkan har ändrats
och det skulle visa sig vara astronomernas akilleshäl.
De mätte galaxer som befann sig på olika avstånd,
vilket också betyder under olika tidsperioder under universums liv.
Detta betydde att det fanns en åldersskillnad mellan galaxerna,
en åldersskillnad på miljoner eller miljarder år.
För att avståndsmätningarna ska fungera,
var de tvungna att anta att alla dessa galaxer med olika åldrar
lyste med samma ljusstyrka.
Med andra ord, att en galax ljusstyrka inte förändras med tiden.
Men för Beatrice Tinsley,
fanns det en allvarlig brist i hjärtat av det här antagandet.
Tinsley fascinerades av stjärnornas livscyklar,
hur de förändrades genom sina liv.
Hennes Fil.dr. handlade om vad det skulle ha för påverkan på
galaxers ljusstyrkor.
För Tinsley var det tydligt att om stjärnor har en livscykel
där deras utseende och ljusstyrka ändras,
i så fall, eftersom galaxer i grund och botten består av stjärnor,
betyder det att deras ljusstyrka också ändras med tiden.
I och med Tinsleys upptäckter uppstod chockvågor i ämnesområdet.
"En tydlig panikkänsla,"
beskrev en astronom från den tiden det
och de blev omedelbart ifrågasatta.
Så mycket tid, arbete och pengar
hade investerats i dessa expansionsmätningar
och här kom en okänd, ung Fil.dr.-student
och en kvinna på det, och ifrågasatte allt.
Men man kunde ändå inte argumentera emot logiken som låg bakom Tinsleys arbete
och efter fyra år blev det slutligen accepterat.
Och med det sagt, var det bara att börja om på nytt.
Ett nytt tillvägagångssätt behövdes för att testa hur nära universum var den
kritiska densiteten, för att se om det skulle kollapsa eller fortsätta expandera.
Det fanns ett annat alternativ, en mer direkt metod.
Ett uppenbart sätt för att se hur nära universum var den kritiska densiteten
var att helt enkelt räkna hur många saker som finns därute.
Det är en väldigt enkel idé, men väldigt svår att utföra.
För i något så otänkbart stort som universum,
hur ska man kunna räkna varje galax, varje stjärna, varje gnutta interstellär gas?
Det är nästan omöjligt.
Istället skalade astronomerna ned universum.
De tog medelvärdet av en liten del
och multiplicerade det sedan uppåt därifrån.
De kunde göra detta
tack vare ett unikt karaktärsdrag hos universum.
Så vitt vi vet är universum, i större skala,
likadant åt alla håll vi än ser åt.
Så en astronom på Jorden, som tittar ut i rymden,
kommer se i princip samma vy
som en utomjordisk astronom på en planet tusentals ljusår bort,
som tittar ut åt ett helt annat håll.
Och det är därför som man kan få ganska exakta mätningar av hur mycket som finns
totalt sett, genom att mäta hur mycket som finns i en liten del av universum.
De tog sina medelvärden
och kom fram till en total mängd massa och energi i universum.
Resultaten överraskade alla.
De antydde att universum befann sig långt under den kritiska densiteten.
Faktum är att den bästa uppskattningen antydde att universum hade så lite massa
att dess densitet bara var en pytteliten bråkdel av det kritiska värdet.
Om det stämde,
fanns det ingen chans att universum skulle kollapsa.
Men det fanns ett problem med denna första uppskattning
av hur nära universum var den kritiska densiteten.
Resultaten var så låga, att de inte verkade rimliga.
Kan jag få en flat white kaffe, tack?
Vårt universum består så tydligt av materia, massa och energi.
De styr vår värld. De är vår värld.
Dessa upptäckter skildrade vårt universum
på ett sådant främmande sätt jämfört med våra vardagsupplevelser
att det är förståeligt
att det var ett svårt koncept att ta till sig.
Uppskattningarna verkade också gå emot själva universum.
Hur mycket fel det rörde sig om,
avslöjades när universum kartlades på ett makalöst sätt som man aldrig
tidigare skådat, av Margaret Geller vid Harvard University.
Vad Geller och hennes team gjorde var att först ta en bit av universum,
runt 500 miljoner ljusår lång och 300 miljoner ljusår bred,
men fortfarande en del av det synliga universumet.
De observerade så många galaxer de bara kunde
och markerade dem efter avstånd.
Varenda en av dessa prickar är en individuell galax.
Det finns över tusen stycken.
Vad som överraskade alla var det mönster som man såg,
dessa bubblor, nästan som en vaxkaka.
Alla hade antagit att
galaxerna skulle vara utspridda helt slumpmässigt i universum.
Här fanns för första gången bevis på
att det inte alls var slumpmässigt, utan att universum faktiskt var strukturerat.
Och i hjärtat av den här nyfunna strukturen
fanns gravitationskraften.
Nästan ända sedan universums begynnelse,
har gravitationen dragit ihop materia,
först till gasmoln,
som sedan förs samman för att bilda galaxer.
Dessa galaxer förs samman för att bilda galaxhopar
och de hoparna blir till superhopar.
Det är som ett konstverk.
Dessa superhopar av galaxer länkas ihop
av trådar av damm och gas
och allt hålls samman av samma oemotståndliga kraft.
Mitt universum har precis kollapsat,
Här kan vi tydligt se att gravitation agerar som en arkitekt,
som skapar och påverkar hela universums struktur
på en kosmisk skala.
Nej, jag tror att jag kan göra bättre ifrån mig.
Problemet var att uppskattningarna för materian i universum var så små...
Och öppna den där.
...att de satte universum så långt under den kritiska densiteten
att sådana storslagna strukturer inte skulle kunna bildas.
Jag gillar inte det där.
Enligt siffrorna kunde inte det universum som vi känner till, existera.
Det här är ett skräpuniversum.
Något fattades från uträkningarna,
men vad var det för något
och vad skulle det betyda för den kritiska densiteten
och universums öde?
En av de mest färgstarka och kontroversiella forskarna på 1900-talet
hittade den första ledtråden.
Fritz Zwicky.
Zwicky var en underlig, aggressiv och begåvad forskare,
som var känd för att ibland kalla de andra i hans yrke
för "sfäriska jävlar",
vilket betyder att man är en jävel åt alla riktningar och håll.
Men även de som ogillade honom
erkände att han var kapabel till storslaget arbete.
Zwicky observerade också galaxhopar
och de skulle få honom att upptäcka någonting utöver det vanliga.
Den här bilden är en sådan galaxhop.
Den kallas för Abell 1689.
Varenda en av dessa gula prickar är en del av hopen.
Det är ganska otroligt att tänka sig
att var och en av dem är en hel galax i sig.
Det ger dig en förnimmelse om storleken på det hela när det gäller sådant här.
Zwicky fascinerades av vad som höll hoparna samman.
Svaret var självklart gravitation.
Föreställ er att dessa kulor alla är individuella galaxer,
som rör sig i kaotiska omloppsbanor runt centrumet av hopen.
Men ingen av dem rör sig snabbt nog
för att kunna bryta sig loss och fly från hopen.
På grund av det, kunde Zwicky använda deras rörelsehastigheter
för att mäta gravitationsstyrkan som höll dem på plats.
Och gravitationsstyrkan skulle berätta för honom hur mycket materia,
hur många ting som fanns inuti hopen.
Det var då saker och ting blev väldigt underliga
för galaxerna rörde sig med enorma hastigheter.
Gravitationsstyrkan som behövdes
för att hålla alla dessa snabba galaxer på plats i hopen
krävde mycket mer massa än vad han kunde se.
Och det var inte bara en liten skillnad.
Det behövdes faktiskt runt 100 gånger så mycket massa
som kunde detekteras.
Zwicky kallade den här mystiska massan för Dunkle Materie. "Mörk materia."
Det var en stark kandidat för massan som fattades i universum.
Men för att veta om det skulle ta universum över eller under den
kritiska densiteten, behövde de lösa ett mycket stort problem.
Hur man studerar någonting som man inte kan detektera.
MACCLESFIELD
Svaret kom tack vare en upptäckt som gjordes här
vid Jodrell Bank Observatorium.
Den här gigantiska parabolen är Bernard Lovell-radioteleskopet
och 1973, upptäckte det något som ingen någonsin tidigare skådat.
Den höll på att undersöka några väldigt avlägsna och ljusstarka objekt,
kvasarer.
Halvvägs genom undersökningen upptäckte de något ovanligt.
Jag är här idag för att ta en till titt på det de såg,
den här gången kommer jag använda mig av inte bara teleskopen vid Jodrell,
utan radioteleskop över hela landet.
Här är vi, i kontrollrummet vid Jodrell Bank,
en ljuvlig utsikt över Lovell-teleskopet.
På dessa skärmar
ser man information som kommer in live från olika teleskop.
Ett av dem, Mark 2, är ett radioteleskop här vid Jodrell Bank,
men resten är spridda över hela landet,
alla är sammanlänkade genom optiska fibrer som går in i datorn här.
Poängen är att ju längre du observerar ett objekt,
desto bättre kvalité får du
och efter 50 timmar av observation, är detta vad de ser.
Det här är samma bild som för 40 år sedan,
vilket visar dessa två ljusstarka prickar, två kvasarer.
Detta var inte första gången en kvasar hade setts,
men det var säkerligen den första gången som man hade sett två stycken så nära
varandra, som om de vore ett par.
Ett par var något nytt.
De började samla in så mycket information om dem som möjligt
vilket inkluderade att mäta deras spektra,
det unika fingeravtrycket som fanns i deras ljus.
Här är spektra från de två kvasarerna.
Vid en första titt kan jag se att de är väldigt lika.
De är faktiskt mycket mer än väldigt lika.
När man först mätte dem, såg man att de båda skiftade i rött
till längre våglängder exakt lika mycket.
Och titta på utstrålningstopparna här.
De faller båda vid exakt samma våglängder.
Faktum är att spektra var så lika, att de trodde att de hade begått ett misstag,
att de hade tittat på samma objekt två gånger...
Men det hade de inte.
Och då återstod bara en möjlighet.
Vad de trodde var två separata kvasarer
var faktiskt bara en enda kvasar
som på något sätt hade splittrats itu till två bilder,
ett fall av astronomisk dubbelsyn.
Det fanns en teori som kunde förklara detta,
en konstig effekt som förutspåddes av Albert Einstein,
gravitationslins.
Om man tittar igenom denna lins,
ser man att allting i den är böjt i konstiga former.
Denna absurda effekt
är där eftersom när ljuset går igenom olika tjocklekar på glaset,
böjs det och ger en vriden bild.
Einstein sa att materia, ting, också böjer rymden,
vilket ändrar formen, strukturen på universum.
Genom att ljus passerar genom rymdens regioner
med höga materiakoncentrationer,
böjer det sig, precis som det gör när det går igenom det här glaset i linsen
och samma visuella trick uppstår.
Hur mycket av ljuset som böjs
beror på hur mycket av rummet som böjs
och det beror på hur mycket massa som finns.
Mellan kvasaren och teleskopen, måste det finnas en oerhört stor massa,
som böjde ljuset så mycket att bilderna splittrades itu,
vilket fick den individuella kvasaren att verka vara två stycken.
Här är vår bov, eller i alla fall en del av den.
Det här kladdet är bara en galax i en galaxhop
som finns mellan oss och den avlägsna kvasaren.
Det handlar inte bara om lite massa,
utan hundratals galaxer som alla innehåller miljarder stjärnor.
Kombinerat böjer de ljuset från kvasaren,
vilket ger oss den dubbla bilden.
Och den dubbla bilden var avgörande för forskningen om mörk materia.
Även med massan och materian kombinerat i galaxhopen,
fanns det inte tillräckligt för att böja ljuset så mycket.
För det behövde man Zwickys mystiska och osynliga mörka materia
och noggrant analysera exakt hur mycket av ljuset som förvrängdes
och då kunde man avslöja vart den mörka materian var.
Det här är vad man får, en karta.
I centrumet är den normala materian i galaxhopen,
men det som omringar det, och är mycket mer vidsträckt,
i rött här, det är den mörka materian.
Se hur långt det sträcker sig.
Den gör den normala materian i galaxhopen till en liten dvärg.
Zwickys mystiska och osynliga materia, som avslöjats av en kosmisk optisk illusion.
Det kunde inte avslöja vad mörk materia var,
men genom att kartlägga så här, som Jodrell fortfarande gör idag,
fick man en idé om hur mycket som fanns därute
och det verkade finnas mycket mer än normal materia.
Men var det tillräckligt för att kunna ta universum över den kritiska densiteten?
Även om det verkade som att det fanns mycket mer mörk materia än normal,
verkade det fortfarande lämna universum långt under den kritiska densiteten.
Men det var långt ifrån slutet på denna historia.
Upptäckten av mörk materia
hade överraskat hela det vetenskapliga samfundet.
Att försöka ta reda på hur nära universum var den kritiska densiteten
gav bara fler frågor än svar.
LA PALMA
En chockerande ny upptäckt
som i början lovade att äntligen avslöja universums öde
kastade istället in fysiken i en kris.
På 1990-talet, blev dessa teleskop en del av ett internationellt projekt
som äntligen skulle avslöja universums öde.
De använde sig av en ny teknik för att, ännu en gång,
titta på hur universums expansion hade ändrats över tiden.
Jag ska använda det här teleskopet, GTC,
för att observera objektet som var hjärtat i dessa studier.
Det här stora teleskopet, man kan se den enorma spegeln bakom det,
ska ta en närmare titt på en supernova,
den explosiva döden för en stjärna.
Ljuset som når oss från dessa avlägsna, episka händelser
skulle vara nyckeln till att förstå hur universum expanderade i det förflutna
och det i sig skulle avslöja vad som skulle hända i framtiden.
För att mäta expansionen,
var forskarna speciellt intresserade av en speciell typ av supernova.
Vårt mål ikväll är samma klass av supernova som de letade efter,
en typ IA.
Det som gjorde en typ IA-supernova så användbar
var att när de exploderade,
bildades en otroligt ljusstark ljusspik.
Stjärnan lyste starkare än hela dess galax.
Inte bara det, men de avgav nästan alltid
exakt samma ljusstyrka.
Det här betydde att man inte bara kunde se dem
över oerhörda avstånd i fjärran galaxer,
men man kunde också räkna ut exakt hur långt borta de var.
Om de kunde hitta tillräckligt många av dem,
kunde man se tillstånd i universum
på många olika avstånd och tider.
Ikväll har astronomen David Álvarez
riktat in sig på en nyupptäckt typ IA-supernova.
David, det här är väldigt spännande. Har du hittat supernovan?
Det här är bilden på supernovan.
- Den här saken? - Den där saken.
Kan man zooma in på det där?
Vi kan zooma in här och man kan se den ljusstarka pricken.
Och resten av dess galax?
Resten av ljuset du kan se här är supernovans värdgalax.
Det är otroligt att...
Här är en galax med hundratals miljarder stjärnor,
men denna exploderande stjärna, denna supernova lyser starkare
än hela resten av galaxen.
Och vet du hur långt bort denna supernova är?
Har du mätt avståndet?
Ja, supernovan befinner sig runt åtta miljarder ljusår bort.
Oj.
Precis som avståndet,
är supernovans spektrum också avgörande.
Astronomerna behövde ljusspektrumet
för det gav dem de röda skiftningarna.
Medan ljuset färdas från den avlägsna supernovan till Jorden,
expanderar universum.
Rymden som ljuset färdas igenom sträcks ut
vilket gör att ljuset i sig också sträcks ut.
Dess våglängd blir längre.
Och om det lämnar supernovan med en särskild våglängd,
en särskild färg,
när det sedan syns i våra teleskop,
är det med en längre våglängd.
Det skiftar mot den röda änden av spektrumet, en rödskiftning.
Att veta hur ljuset skiftar i rött
berättar för oss hur mycket rymden har expanderat under den tiden.
Det ger oss ett mått på hur stort universum har blivit.
På grund av detta, genom att mäta rödskiftningar på större avstånd,
som existerade längre bak i tiden,
skulle det kunna skapa en sammanfattning av
hur universums expansion förändras.
Astronomer var övertygade om att gravitation måste ha
saktat ned expansionen.
Frågan var hur mycket.
Genom att kartlägga avstånd
mot rödskiftningsmätningarna av expansionen,
kunde de äntligen besvara den frågan.
Om man föreställer sig att universum har expanderat i samma takt,
den takten den har nu, under hela sitt liv,
hade det varit en väldigt enkel linje.
Men astronomerna visste att det här inte var korrekt
eftersom gravitationen självklart bromsar expansionen.
Universums expansion borde sakta ned
och om det expanderade långsammare nu,
borde det ha expanderat snabbare i det förflutna.
Att rymden sträcker ut sig mer skulle betyda en större rödskiftning.
Vad betyder detta för vår supernova?
Vi vet att den befann sig åtta miljarder ljusår bort...
MATT - 8 MLY - AVSTÅND
...så vi vet att det inte skulle falla exakt på denna linje,
vilket motsvarar en rödskiftning på runt 0,49.
Det borde ligga här någonstans, kanske en rödskiftning större än 0,5.
Det betyder att den här linjen borde böja sig nedåt så där.
Men självklart skulle den exakta formen på linjen
berätta för dem hur mycket
gravitationen saktar ned universums expansion
och det skulle visa hur universum kommer att sluta.
David, har du spektrumet redo nu?
Ja, vi har det.
Jag tar upp det.
Och det ger dig en mätning av rödskiftningen.
Vad mätte du att det skulle bli?
I det här fallet mäter vi 0,47.
0,47?
Det sätter det på den här sidan av linjen.
Det betyder att det inte är en större rödskiftning, utan en mindre.
Det här är fascinerande för det är exakt det som de såg,
inte större rödskiftningar, utan mindre rödskiftningar.
Och de såg det gång på gång, vilket betydde att det bara fanns en förklaring.
Små rödskiftningar betydde att universum en gång måste ha
expanderat långsammare än vad det gör nu.
Med andra ord, istället för att sakta ned,
ökar universums expansion sin hastighet, den accelererar.
Genom att fler och fler supernovor kartlades, blev bilden klarare.
Under de första miljarder åren efter Big Bang,
såg det ut som att expansionshastigheten hade saktat ned som förväntat.
Men sedan ändrades det
och expansionen började accelerera.
Det är svårt att föreställa sig vilken chock detta var.
På den tiden, visste alla
att universums expansion var tvungen att sakta ned.
Om det skulle sakta ned tillräckligt för att stanna och sedan kollapsa igen,
det visste man inte,
men man visste att det skulle sakta ned.
Gravitationen måste sköta sitt jobb att bromsa,
men det gjorde den inte.
Ungefär sex miljarder år sedan började expansionen accelerera.
Det var något nytt och oväntat
som pågick i universum.
Något som vetenskapen inte hade något svar på.
Något som pressade universums expansion till att accelerera.
Det blev känt som mörk energi.
De bästa uppskattningarna antyder att
universum består till 70 % av mörk energi.
Och det betyder att universum inte kommer kollapsa och sluta med en stor kross.
Istället kommer mörk energi, inte gravitationen,
definiera universums slutgiltiga öde.
Mörk energi pressar universum åt olika håll.
Det kommer inte fortsätta expandera stadigt för alltid.
Istället kommer mörk energi tvinga universum att expandera snabbare.
Galaxer kommer befinna sig så långt bort från varandra
att ljus inte skulle kunna färdas mellan dem.
Var och en av dem kommer sluta
som en separat ö av stjärnor ensamma i kosmos.
Det kan till och med bli så extremt
att galaxer själva kommer slitas itu,
vilket lämnar de individuella stjärnorna helt ensamma i den mörka tomheten.
Men kanske, kanske inte.
När allt kommer omkring, verkade det ju som att den mörka energins påverkan
helt plötsligt uppenbarade sig för ungefär sex till sju miljarder år sedan.
Vem kan säga hur den kommer bete sig i framtiden?
Det kan låta bisarrt,
men med upptäckten av mörk energi, kan man inte vara säker på någonting.
Det är svårt att föreställa sig hur lite vi vet om mörk energi.
Den har ett namn, men det är allt.
Vi vet inte vad den består av, varför den driver isär universum
och viktigast av allt, vi vet inte hur den kommer bete sig i framtiden
och det lämnar ett stort hål i vår förståelse för universum
och dess slutgiltiga öde.
Det kan vara så att mörk energi helt enkelt bara är en del av universum,
en del av hur det fungerar.
Eller så skulle det kunna antyda ett grundläggande problem
med de viktigaste och pålitligaste vetenskapliga teorierna som vi har,
de som är själva hjärtat
i vår förståelse för hur världen fungerar.
Hur universum kommer sluta började som astronomins största utmaning,
men universums öde har blivit mycket mer än en akademisk fråga.
Genom upptäckten av denna underliga, gåtfulla energi,
om det ens är vad det är,
en som vi idag inte kan förstå,
har den spridit sig till hjärtat av grundfysiken.
Att hitta svaret på hur universum kommer sluta,
kan ha oerhörda konsekvenser för hur vi förstår vår värld.
Översatt av: Rebecca Fjellman