Vi ved, at universet har en begyndelse,
et øjeblik for 13,8 milliarder år siden, da det kom til live,
og skabte det store kosmos, vi ser i dag.
Nu vi har opdaget dets oprindelse,
står vi over for et andet, lige så grundlæggende spørgsmål.
Hvis universet har en begyndelse, hvis det blev født,
betyder det så, at det til sidst vil dø,
eller vil det bare fortsætte for evigt?
Ser du, for os alt for dødelige mennesker,
er universets ultimative skæbne
et spørgsmål, der er hardwired ind i vores psyke.
Forsøge at besvare det, har drevet en forbløffende revolution
i vores forståelse af kosmos.
Men i de senere år har det også afsløret et univers,
der er langt særere, end vi nogensinde havde forestillet os...
...og ført til et af de mest chokerende øjeblikke i videnskabelig historie.
Det er det seneste twist i en fortælling, der strækker sig tilbage over 100 år.
I den tid, nøgleforsøg og afgørende opdagelser...
Og der er det.
Præcis, præcis hvor Hoyle forudsagde.
...har bragt os tættere på, end nogen troede var muligt
til endelig at kende universets ultimative skæbne.
2. ENDEN
Universets omfang er virkelig svimlende.
Hvordan kan man forudsige fremtiden for noget så stort,
så komplekst,
så meget større end vi er?
Siden vi først begyndte at beskæftige os med dette spørgsmål,
har svaret hængt på en simpel idé.
Hvis vi kunne kortlægge, observere og forstå, hvordan universet har ændret sig,
hvordan det har udviklet sig til nutiden fra sin meget gamle begyndelse,
så burde vi kunne ekstrapolere fremad
og forudsige, hvordan det vil udvikle sig i fremtiden.
Desværre er den lille fejl i den plan,
at universet opererer på tidsplaner
af millioner og milliarder af år.
Det gør vi ikke.
For at forstå, hvordan universet virker,
må vi se ud over vores begrænsede menneskelige levetid.
Og i dette tilfælde viste det sig,
at universets gigantiske størrelse kunne vendes til vores fordel.
Universet er så stort,
at lys fra nogle af objekterne vi ser i nattehimlen,
er millioner, selv milliarder af år for at nå Jorden.
Når vi kigger op, ser vi tilbage i tiden
på en beretning af universets dybe historie.
Problemet er, vi har kun et øjebliksbillede,
et enkelt, komplekst og forvirrende billede af hele denne historie.
Det er ligesom at tage alle ordene i en roman,
blande dem sammen, og klistre dem på en enkelt side.
Nøglen er at forsøge at trevle historien op,
at lære at læse den, for at genkende og forstå, hvad der foregår.
Astronomer realiserede, at stjerner kunne hjælpe med at åbne op for den historie.
Hvis forskerne kunne find ud af, hvordan stjerner ændrer sig,
hvordan de udvikler sig med tiden,
kunne de begynde at forstå den større historie
om hvordan universet ændrede sig,
de første tegn på, hvad fremtiden kunne bringe.
Men det ville tage til midten af det 20. århundrede for at finde svaret.
At låse stjernernes hemmeligheder op
ville tage et øjebliks genialitet af denne mand, Fred Hoyle.
Hoyle var en strålende matematiker og fysiker,
en af de største i hans dage.
Han var kreativ, fandt på stærke teorier.
Frem for alt elskede han et problem,
et problem, han kunne sætte sit mærke på ved at løse det.
Og i slutningen af 1940'erne, fandt han et af de største.
Hoyle ville vide, hvor elementerne kom fra.
Det tidlige univers var for det meste bare et hav af hydrogen og helium,
de enkleste og letteste elementer.
Men vi ved, at det er ændret.
Se omkring os nu, det er ikke en simpel verden vi lever i.
Vi er omgivet af kompleksitet
bygget af komplekse tunge elementer. som ilten jeg bruger,
og jernet i vores blod,
og selvfølgelig kulstof i træerne og i hver celle af min krop.
Ingen vidste, hvordan man overvandt dette,
hvordan universet gik fra den meget enkle begyndelse,
til alt dette.
Det var dette problem Hoyle tog fat i.
Hoyle vidste, at nuklear fusion måtte indeholde svaret.
Ved nuklear fusion
bliver lettere elementer smeltet sammen for at kreere mere komplekse.
Man vidste allerede, at det skete i stjernernes hjerter,
hvor hydrogen smeltede sammen, for at danne det mere komplekse helium.
Hoyle spekulerede på, hvordan man kunne komme videre,
hvordan heliumkernerne kunne smeltes sammen for at lave tungere elementer.
Det er en bemærkelsesværdig simpel ide.
Her er vores heliumkerne.
Hvis man kunne sætte to heliumkerner sammen,
ville man lave beryllium,
en tungere, mere kompleks kerne.
Tilføj så en tredje heliumkerne, og man får kulstof.
Derfra kan man fortsætte med at opbygge tungere og tungere elementer.
Det lyder som den perfekte løsning,
Men der var en meget god grund til, hvorfor dannelsen af kulstof,
og dermed alle andre elementer, stadig var et så stort mysterie.
Problemet var, at fysikken i denne proces bare ikke virkede.
Beregninger viste, at tre heliumkerner ikke ville holde sammen.
Kulstofkernen de dannede var ustabil, og faldt simpelthen fra hinanden.
Hvis det brød sammen ved kulstof,
Så var der ingen chance for at lave nogen andre tungere elementer.
Det var som at ramme en vejspærring hver gang.
På typisk dristig og selvfed måde,
kom Hoyle uden om problemet, ved at forudsige en helt ny tilstand af kulstof.
Hoyle tog et intuitivt spring.
Han besluttede, at hvis tre heliumkerner kom sammen indeni en stjerne,
kunne de danne kulstof med lidt mere energi end normalt.
I denne særlige tilstand,
kunne det forblive intakt lige længe nok til at blive stabil.
På den måde kunne stjerner lave kulstof, og vejspærringen blev fjernet.
Hvis han havde ret, så havde Hoyle løst mysteriet.
Elementerne blev bygget i hjertet af stjernerne.
Men der var mere på spil end det.
Hoyle indså, at hans teori kunne afsløre, hvordan stjerner ændrede sig i deres liv.
Og eftersom universet vi ser er bygget af stjerner,
ville det gøre det til et stærkt værktøj til forudsigelse af universets fremtid.
Der...
Astronomer grupperede allerede stjerner
baseret på deres størrelse, farve og lysstyrke,
satte dem i et diagram,
Det var kendt som Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Her har vi diagrammet, de skabte.
Her er der størrelse og lysstyrke,
fra meget store, meget lyse stjerner, helt ned til mindre, svagere stjerner.
Og i denne retning er farve og temperatur,
meget varme blå stjerner, helt ned til køligere røde stjerner.
De fleste standardstørrelses stjerner
faldt i en lang diagonal gennem midten af diagrammet,
med en gruppe af store, lyse stjerner foroven og små dværgstjerner forneden.
Astronomer kunne se mønstrene,
men kunne ikke låse op for, hvad de betød,
indtil Hoyle og hans teori
præsenterede en radikal ny måde at se på diagrammet på,
en, der ville afsløre livscyklussen for en stjerne.
Lad os overveje vores egen sol.
I øjeblikket sidder den her, midt i diagrammet,
forbrænder brint, forandrer det til helium.
Men hvis Hoyle havde ret, når den er løbet tør for dens brint,
begynder den at smelte helium, for at lave tungere elementer.
På dette tidspunkt finder en dramatisk transformation sted,
for i stedet for at flytte ned ad diagrammet i denne retning,
udvider den sig til mange gange dens størrelse,
og hopper herover for at leve blandt de røde giganter.
I den fase starter den at forbrænde helium, og laver meget tungere elementer,
indtil den endelig begynder at producere kulstof.
På dette tidspunkt, når den er løbet tør for dets atombrændstof,
gennemgår den sin endelige transformation.
Den afsætter det meste af sit ydre lag,
og efterlader en lille hvid glød, der bor her blandt de hvide dværge.
Alle stjerner følger deres egen rute i diagrammet.
Hoyles teori gav forståelsen for at spore hver stjernes evolution,
drevet af den pludselige tænding af en ny fase af elementær dannelse.
Her var svaret til de tunge elementers mysterie,
nøglen til stjernernes livscyklus,
og et vindue ind i universets fremtid,
alt takket være Hoyles nye tilstand for kulstof.
Der var bare et lille problem.
Ingen havde nogensinde set eller opdaget Hoyles særlige form for kulstof,
ikke i afslørende spektre fra stjerner, ikke nogen steder på Jorden,
ikke engang i et laboratorieforsøg.
Så vidt nogen kunne se, eksisterede det ikke
og uden denne særlige form for kulstof, ville hele teorien brase sammen.
Hvad der så skete, er et testamente for Hoyles glans
og nærmest stivnakkede selvtillid.
I 1950'erne,
sluttede Hoyle sig til Caltech, California Institute Of Technology,
som havde en af de få partikelacceleratorer,
der eksisterede på det tidspunkt, der ligner denne.
Hoyle ville bruge acceleratoren til at prøve at lave sit højenergi kulstof.
De var ikke så ivrige.
Her var en ukendt brite, der ville overtage deres nye maskine,
for at lede efter noget, han effektivt havde fundet på.
Ligesom Hoyle er jeg teoretiker.
Eksperimentel fysik er en meget anderledes verden,
og det er et andet område af ekspertise.
Men Hoyle havde tillid, den dristighed
at gå ind i laboratoriet og, som direktøren for anlægget sagde,
uden et "med din tilladelse", forlange,
at de giver op den forskning de lavede,
til fordel for at lave et kompliceret eksperiment,
for at lede efter noget, som ingen troede på eksisterede.
Jeg er ret sikker på, jeg ikke turde gøre det.
Hoyle blev ved,
argumenterede for, det ville blive en afgørende og berømt opdagelse.
Endelig gav de sig. Søgningen var i gang.
I dag genskaber jeg deres eksperiment.
Planen var at bombe et målelement med en partikelstråle,
for at se, om de kunne skabe denne kulstoftilstand.
Jeg har mine egne eksperimentelle kolleger med,
Tzany og Robin, for at hjælpe mig.
Vores mål vil blive holdt i midten af dette reaktionskammer.
Hvad de ledte efter var et meget specifikt signal,
der ville dukke op i deres detektorer.
Hvis denne kulstoftilstand eksisterede,
så forudsagde Hoyle, at den ville dukke op som en stigning i energien
på 7,7 millioner elektronvolt,
fingeraftrykket for denne særlige kulstoftilstand.
Vi leder efter samme stigning i energien.
Tid til at forsegle kammeret,
lukke strålingsdørene,
og selv se, hvad der skete.
Okay, dette er kontrolpanelet, og de lod mig komme ind, en teoretiker,
for at få det i gang.
Så det første jeg gør, er at starte strålen...
Så retter jeg strålen mod målet.
Ladede partikler smadrer ind i målet.
Tilbage i 1950'erne, var dette sandhedens øjeblik for Hoyle.
Data vil begynde at komme ind,
og den vigtige skærm at se på, er denne her.
Hvis Hoyle havde ret,
ville de se hans ophidsede kulstoftilstand her på denne energi.
7,7 ENERGY - MILLION - ELEKTRONVOLT
De ville forvente at se en stigning i energien på det tidspunkt.
Og der er den.
Præcis hvor Hoyle forudsagde det.
Da dette eksperiment blev udført for 60 år siden,
var de forbløffede over at se, at Hoyle havde ret.
Det er helt utroligt at tænke på, at han bare arbejdede ud fra en teoretisk ide,
overbeviste sine eksperimentelle kolleger til eksperimentet, og han havde ret.
Han havde også ret om berømmelsen.
Laboratoriets direktør
modtog Nobelprisen for opdagelsen.
Hoyle modtog dog intet.
RESULTATER AF MODERNE FYSIK
De offentliggjorde deres resultater i en af de mest berømte
og stærk refererede afhandlinger i videnskaben.
På forsiden af afhandlingen,
satte forfatterne et meget passende citat fra Shakespeares Kong Lear.
"Det er stjernerne, stjernerne over os styrer vores forhold."
Det var bekræftelsen af denne ophidsede kulstoftilstand,
der beviste, at det er indeni stjernerne,
at alle elementer der udgør verden omkring os,
inklusive os selv, faktisk er smedet.
Og med den opdagelse,
fik vi en ægte indsigt i stjernernes livscyklus.
Vi kunne begynde at forstå, hvordan universet ændrede sig med tiden,
både nu og ind i fremtiden.
Her var fundamentet for at ekstrapolere ind i fremtiden,
og det gjorde en klar forudsigelse for universets ende.
Det var brint og helium, der første dannede stjernerne,
og det var disse to elementer, der blev forbrugt i stjerner mens de aldres,
der skaber alle de tungere elementer i processen.
Den logiske konklusion var forstyrrende.
Efter en næsten ufattelig lang tid,
vil stjerner bruge alt hydrogen og helium der eksisterer.
Ingen nye stjerner ville kunne danne sig,
og eksisterende stjerner ville til sidst løbe tør for deres brændstof og dø.
Universet ville blive mørk.
For alt der er vigtigt for dig og mig,
lyset og livet skabt af stjernerne,
ville universet til sidst komme til en ende.
Men der var en anden mulighed, en der lovede en helt anden skæbne,
og som ville spille ud længe før stjernerne løb tør for brændstof.
En skæbne der involverede en grundlæggende kraft i universet,
tyngdekraft.
Potentialet for tyngdekraft at definere universets ultimative skæbne,
blev først set af en af videnskabens ubesungne helte.
De vidste ikke, hans banebrydende ekspertmålinger
ville transformere vores forståelse af universet.
I begyndelsen af 1900'erne, trådte astronomi ind i sin gyldne tidsalder,
med stadig mere magtfulde teleskoper pegende mod himlen.
Et af de største mål for den tid var stjernetåger.
Stjernetåger var pletter og hvirvler af lys, der kunne ses mellem stjernerne,
og ikke meget var kendt om disse mystiske objekter.
Astronomer prøvede at finde ud af så meget om dem som muligt.
Slipher var interesseret i et bestemt aspekt af stjernetåger,
deres bevægelse.
Og som sit mål valgte han den mest berømte af alle, Andromeda.
UCL OBSERVATORIUM: LONDON
Slipher ville være den første til at måle, hvor hurtigt en stjernetåge bevægede sig
Problemet var, hans var ikke det bedste teleskop derude,
overhovedet ikke.
Men Slipher havde en stor fordel i forhold til sine konkurrenter.
Han var en fantastisk astronom.
Dette teleskop har faktisk den samme størrelse som Sliphers.
Det har et 24-tommers spejl,
men Slipher ville have elsket at få fingrene i noget som dette.
Hvad han havde brug for, var at få et spektrum.
Det involverer at dele lyset fra stjernetåger
i dets forskellige bølgelængder,
de forskellige farver, den er lavet af.
Han ville havde brugt noget som dette, det er et diffraktionsgitter,
og jeg kan se, det spejler dette lys
og giver mig alle regnbuens forskellige farver.
Hvad bekymrede Slipher var, at han havde brug for at samle så meget lys som muligt,
for at give ham et brugbart spektrum,
og stjernetåger er usædvanlig svage.
Han frygtede, at få nok lys fra sit teleskop
ville være umuligt.
Det er måske den samme størrelse,
men dette moderne teleskop kan fange Andromedas spektrum
på få minutter.
Med sit teleskop
havde Slipher brug for 14 timer for at producere et spektrum,
to dage med hårdt arbejde,
syv timer hver nat med konstant justering af teleskopet
for at holde det på Andromeda.
Slipher ville vide, hvordan Andromeda bevægede sig,
og for det havde han ikke kun brug for lysets spektrum på Andromeda,
han måtte have absorptionlinjerne.
Dette er diskrete huller i dette spektrum.
Disse absorptionslinjer burde altid være på samme sted,
hvis kilden ikke bevæger sig.
Hvis de er flyttet til højre mod den røde ende af spektret,
betyder det, kilden bevæger sig væk fra os.
Hvis de er flyttet til venstre mod den blå ende af spektret,
betyder det, kilden bevæger sig imod os, en blåt forskydning.
Efter to dage med at observere,
var Slipher klar til at udvikle sit fotografi,
og han fik ikke noget så smukt og rent som dette,
han fik dette billede.
Dette er faktisk forstørret.
Hvad han faktisk fik, var et meget mindre billede end dette,
og det er ikke engang disse linjer, top og bund.
Hvad han faktisk fik, var denne snavsede plet i midten.
Det var spektret fra Andromeda.
Man tror måske, at han havde fejlet,
at man ikke kunne få noget meningsfuldt ud af dette.
Faktisk var han ikke kun i stand til at få en meningsfuld måling,
han kunne finde ud af, at Andromeda viste en meget klar blå forskydning,
at den bevægede sig mod os.
Faktisk fandt han ud af, at den bevægede sig mod os
med en hastighed på 300 kilometer pr. sekund,
som faktisk matcher moderne estimater.
Slipher havde gjort det,
den første måling af en stjernetåges hastighed,
hans dygtighed og standhaftighed overvandt grænserne for hans teleskop.
Da Slipher præsenterede sine resultater på et astronomimøde i 1914,
fik han stående bifald.
Det er ofte nemt at glemme, hvor vigtige folk som Slipher er,
at store gennembrud i videnskaben
ikke altid handler om den store ide eller den smukke teori.
De er ofte bare afhængige af mennesker,
der er usædvanlig dygtige til at observere og måle den naturlige verden.
Vi ved nu, at Andromeda-stjernetågen faktisk er en galakse,
ligesom vores egen, Mælkevejen.
Og det er Andromedas bevægelser,
der afslører, hvordan tyngdekraft kan forme universets skæbne.
Siden det blev født i Big Bang, har universet ekspanderet sig udadtil.
Som følge heraf er de fleste galakser faktisk på vej væk fra hinanden.
Da de først dannede sig,
ville det samme have været sandt om Andromeda og Mælkevejen,
indtil tyngdekraften virkede og begyndte at overvælde denne udvidelse.
Det er den, der trækker Andromeda og vores egen Mælkevejs galakse
ubønhørligt sammen.
Spørgsmålet er,
hvis den kan lave dette trick i vores eget lille hjørne af kosmos,
kan den gøre det samme over hele universet?
Hvis tyngdekraften kan klare ekspansionen, så, længe før stjernerne brændte ud,
ville vores store univers uundgåeligt falde sammen.
Universet ville ende med et stort brag.
Hvis tyngdekraften fejlede, ville universet bare fortsætte med at udvide sig
langt ud over selv den tid, når den sidste stjerne var død.
Alt hængslede på en faktor,
forudsagt af Einsteins generelle teori om relativitet.
Brug af generel relativitet afslørede,
at der var to meget forskellige fremtider for universet.
Desuden kunne de beregne en bestemt figur,
der markerede grænsen mellem disse to forskellige scenarier.
Det blev kendt som den kritiske tæthed.
Den kritiske tæthed var faktisk en tærskel
baseret på, hvor meget materie og energi,
hvor mange ting der var i hele universet.
Hvis det totale tal var over den kritiske tæthed,
så ville tyngdekraften hive hele universet sammen
til Det Store Brag.
Hvis det totale tal var under den kritiske tæthed,
så ville ekspansionen af universet fortsætte for evigt.
Hele universets skæbne drejede sig om et simpelt spørgsmål.
Hvilket univers lever vi i,
et der ligger over den kritiske tæthed, eller et der er under?
En måde at vide det, var at se på universets udvidelse.
Hvis universet var over den kritiske tæthed
og på vej mod sammenbrud,
så ville ekspansionshastigheden allerede blive mindre.
Så astronomerne begyndte at arbejde på en måde
at måle, hvordan universets udvidelse ændrede sig.
De var selvsikre,
indtil en gammelklog ph.d.-studerende ved navn Beatrice Tinsley
så en fatal fejl i planen.
Tinsley, kendt som Little Beetle hos hendes familie og venner,
var en yderst talentfuld musiker. Hun kunne være blevet professionel.
Men i stedet for besluttede hun at fokusere på hendes anden store lidenskab,
som var astrofysik.
Også her udmærkede hun sig.
Men en akademisk karriere i 1960'erne, hvis man var kvinde, var ikke nemt,
og hendes institution, University of Texas,
syntes at ville ignorere denne strålende videnskabsmand i deres midte.
På trods af det afsluttede hun sin ph.d.
på mindre end halvdelen af tiden, det normalt ville tage.
Og den ph.d. gav problemer for ekspansionshastighedsmålinger.
Planen var at måle, hvordan galakser bevægede sig
i forskellige afstande fra Jorden,
og derfor på forskellige tidspunkter i fortiden.
Hvordan deres bevægelse ændrede sig,
ville afsløre, hvordan universets udvidelse ændrede sig.
At måle bevægelsen var forholdsvis ligetil.
Problemet lå i at måle afstanden.
I vores daglige verden er vi omgivet af visuelle spor,
der giver os en god fornemmelse for skala, og derfor af afstand.
Men ude i universets storhed, er det så meget mere vanskeligt.
Så astronomer vendte sig til noget, som kan virke usædvanligt, selve lyset.
Lys er måske ikke et tydeligt målebånd,
men i dette tilfælde virkede det ideelt.
Dette afhænger af et meget simpelt princip.
Hvor lyst lyset ser ud for mig er afhængig af, hvor tæt på jeg er.
Så når jeg er meget tæt på,
kommer meget lys ind i mine øjne, og det virker lyst.
Men når jeg bevæger mig væk,
har lyset haft en bedre chance for at udvide sig,
og mindre af det kommer ind i mine øjne, så det virker mørkere.
Hvad der var yderst vigtigt: denne ændring i lysstyrkeniveauet
følger et meget præcist matematisk forhold.
Og jeg kan bruge dette forhold til at beregne afstanden.
Hvis jeg måler forskellen i lysstyrken mellem et lys ved siden af mig...
Toogtyve.
...og et længere væk...
Ca. 1,5.
Jeg ved ikke, om du kan se det, det er ret mørkt.
...kan jeg finde ud af, hvor langt væk lyset er.
Nu skal jeg dele disse to tal,
og det er omtrent 150.
Jeg må tage kvadratroden.
Så kvadratroden af 150,
den er omkring 12. Den er lidt over 12.
Ca. 12,2 meter.
Okay.
Og lad os så tjekke mit arbejde.
Det er dette princip, som astronomerne brugte
til at måle afstanden til galakser.
Så her har jeg 11,5 meter.
Det er lidt mindre end de 12 meter jeg havde beregnet, men tæt nok.
Det er jeg er ret tilfreds med.
Men denne teknik virker kun, hvis man ved hvor lyst det fjerne objekt burde være,
så man kan måle, hvor meget lysstyrken er ændret,
og det skulle vise sig at være astronomernes akilleshæl.
De måler galakser på forskellige afstande,
så på forskellige tidspunkter i universets liv.
Dette betød, at galaksens alder varierede
med millioner eller milliarder af år.
For at afstandsmålinger skulle virke,
måtte man antage, at alle disse galakser i forskellige aldre
skinnede med samme lysstyrke.
Med andre ord, en galakses lysstyrke ændres ikke over tid.
Men for Beatrice Tinsley
var der en fatal fejl i denne antagelses kerne.
Tinsley var fascineret af stjernernes livscyklus,
hvordan de ændrede sig gennem deres liv.
Hendes ph.d. så på, hvilken virkning det ville have
på galaksers lysstyrke.
For Tinsley var det klart, hvis stjerner havde en livscyklus,
hvor deres udseende og lysstyrke faktisk ændres,
og fordi galakser fundamentalt er lavet af stjerner,
så ville deres lysstyrke også ændre sig over tid.
Tinsleys resultater sendte chokbølger gennem feltet.
"En håndgribelig følelse af panik",
som en af den tids astronomer beskrev det,
og de blev straks udfordret.
En stor mængde tid, anstrengelse og penge
var blevet investeret i disse ekspansionsmålinger
og så var der denne ukendte unge ph.d.-studerende,
endda en kvinde, som satte spørgsmålstegn ved det hele.
Og dog var der ingen tvivl om logikken i Tinsleys arbejde,
og efter fire år blev det til sidst accepteret.
Med det var det tilbage til tegnebordet.
Man måtte have ny måde at teste, hvor tæt universet var på den kritiske tæthed,
for at se, om det ville gå i stykker eller fortsætte med at udvide sig.
Der var en anden mulighed, en mere direkte tilgang.
En oplagt måde at se, hvor tæt universet er på den kritiske tæthed,
er bare at tælle, hvor mange ting der er derude.
Det er en simpel nok idé, men temmelig vanskeligt at gøre.
I noget så næsten utænkeligt stort som universet,
hvordan tæller du hver galakse, hver stjerne, hvert sted med interstellar gas?
Det er næsten umuligt.
Så i stedet gjorde astronomer universet mindre.
De tog en gennemsnitstælling af kun en lille del,
og derefter multiplicerede det op derfra.
De kunne gøre dette
takket være en unik karakteristik i universet.
Så vidt vi kan sige, er universet, i de større skalaer
det samme uanset i hvilken retning vi ser.
Så en astronom der sidder her på Jorden, og kigger ud i rummet,
vil have stort set den samme udsigt
som en udenjordisk astronom på en planet tusindvis af lysår væk,
der kigger ud i en helt anden retning.
Og det er derfor, at måle, hvor meget der er i en lille del af universet,
giver os et ret præcist mål af, hvor meget der er i alt.
De tog deres gennemsnit
og kom på et samlet beløb af masse og energi i universet.
Resultaterne overraskede alle.
Alle foreslog, at universet var langt under den kritiske tæthed.
Faktisk foreslog det bedste skøn, at universet havde så lidt masse,
at dets massefylde kun var en lille brøkdel af den kritiske værdi.
Selvfølgelig, hvis det er rigtigt,
så skulle universet på ingen måde kunne falde sammen.
Men der var et problem med dette første skøn
af hvor tæt universet var på den kritiske tæthed.
Resultaterne var så lave, at de bare ikke gav nogen mening.
Kan jeg få en flat white, tak?
Vores er så klart et univers af materie, masse og energi.
De dominerer vores verden. De er vores verden.
Disse resultater malede et billede af et univers
så fremmed for vores hverdagserfaring,
at det er måske forståeligt,
at det var sådan et svært begreb at omfavne.
Desuden syntes estimaterne at være modsat til selve universet.
Omfanget af uoverensstemmelsen blev afsløret,
da universet blev kortlagt i et hidtil uset omfang
af Margaret Geller ved Harvard University.
Hvad Geller og hendes hold gjorde, var først at tage et stykke af universet,
omkring 500 millioner lysår langt og 300 millioner lysår bredt,
men stadig en tynd kile af det synlige univers.
De observerede så mange galakser som de kunne,
og satte dem op mod afstand.
Så hver eneste af disse prikker er en individuel galakse.
Der er over tusind.
Hvad overraskede alle, var dette mønster de så,
disse bobler eller næsten en bikagestruktur.
Alle havde antaget,
at galakserne ville være spredt tilfældigt i hele universet.
Her var for første gang bevis på,
at, i stedet for langt fra tilfældigt, havde universet faktisk struktur.
Og i hjertet af denne nyopdagede struktur
var tyngdekraften.
Næsten siden begyndelsen af universet,
har tyngdekraften trukket masse sammen,
først i skyer af gas,
som derefter kom sammen, for at danne galakser.
Disse galakser kommer sammen for at danne klynger af galakser,
og klyngerne danner superklynger.
Det ligner et kunstværk.
Disse superklynger af galakser er alle samlet
via filamenter af støv og gas,
alle er udsat for det samme uimodståelige træk.
Mit univers er lige brast sammen.
Her ser vi tydeligt tyngdekraften optræde som arkitekt,
forme og påvirke hele universets struktur
på en virkelig kosmisk skala.
Nej, jeg tror, jeg kan gøre det bedre.
Problemet var, at estimaterne for materie i universet var så små...
Og åbne dette.
...de sætter universet så langt under den kritiske tæthed,
at sådanne store strukturer simpelthen ikke kunne dannes.
Det kan jeg ikke lide.
Ifølge tallene, kunne universet som vi kender det, ikke eksistere.
Dette er et dumt univers.
Der manglede noget fra tallene,
men hvad var det,
og hvad ville det betyde for den kritiske tæthed
og universets skæbne?
En af de mest farverige og kontroversielle forskere fra det 20. århundrede
fandt det første spor.
Zwicky var en excentrisk, streng og strålende videnskabsmand,
kendt for nogen gange at henvise til resten af hans profession
som "sfæriske idioter"
som er stort set alle, der er en idiot uanset hvordan man ser på dem.
Men selv dem, der ikke kunne lide ham,
måtte indrømme, at han var i stand til strålende arbejde.
Zwicky kiggede også på galakseklynger,
og de ville lede ham til at opdage noget ekstraordinært.
Dette billede her er sådan en galakseklynge.
Den hedder Abell 1689.
Hver af disse gule prikker er en del af klyngen.
Det er helt utroligt at tænke på,
at hver enkelt af dem er en hel galakse i sig selv.
Det giver en et indtryk af den umådelige skala af disse ting.
Zwicky var fascineret af, hvad der holdt klyngerne sammen.
Svaret må naturligvis være tyngdekraften.
Forestil dig, at disse kugler er alle de enkelte galakser,
der bevæger sig i kaotiske baner omkring klyngens centrum.
Men ingen af dem bevæger sig hurtig nok til
at kunne bryde fri og undslippe fra klyngen.
På grund af det kunne Zwicky bruge, hvor hurtigt de bevægede sig,
til at måle tyngdekraftens kræfter, der holdt dem på plads.
Og tyngdekraften ville fortælle ham, hvor meget materie der var,
hvor mange ting, der var indeni klyngen.
Det var der, det blev meget mærkeligt,
fordi galakserne bevægede sig i enorme hastigheder.
Den kraft, som tyngdekraften skulle bruge til
at holde alle disse omkringfarende galakser indeni klyngen,
krævede langt mere masse, end han kunne se.
Og det var ikke bare en lille forskel.
Faktisk havde han brug for nok 100 gange mere masse,
end der kunne opdages.
Zwicky kaldte denne mystiske masse Dunkle Materie. "Mørkt stof."
Her var en stærk kandidat for universets manglende masse.
Men for at vide, om det tog universet over eller under den kritiske tæthed,
måtte de løse et stort problem.
Hvordan man studerer noget, når der ikke er nogen kendt måde at opdage det på.
JODRELL BANK OBSERVATORIUM: MACCLESFIELD
Svaret ville komme takket være en opdagelse lavet her
i Jodrell Bank Observatorium.
Denne kæmpe skål er Bernard Lovell Radio Teleskop,
og i 1973 så det noget, ingen nogensinde havde set før.
Dengang gennemførte den en undersøgelse af meget fjerne, meget lyse objekter,
kvasarer.
Halvvejs gennem undersøgelsen, opdagede de noget meget usædvanligt.
Jeg er kommet her i dag, for at tage et nyt kig på det, de så,
denne gang ved at bruge ikke kun teleskoperne her på Jodrell,
men radioteleskoper over hele landet.
Her er vi så, kontrolrummet hos Jodrell Bank,
en dejligt udsigt af Lovell-teleskopet.
Herovre på disse skærme,
ser vi live data komme ind fra forskellige teleskoper
Et af dem, Mark 2, er et radioteleskop her hos Jodrell Bank,
men resten er spredt rundt omkring i landet,
alle sammenkoblet via optiske fibre, der sender data til den centrale computer her.
Pointen er, jo længere man observerer et objekt,
jo bedre billedekvalitet får man,
og efter 50 timers observation, her er, hvad de ser.
Dette er det samme billede som det blev set for 40 år siden,
der viser disse to lyse prikker, to kvasarer.
Det var ikke første gang, kvasarer blev set,
men helt sikkert første gang, de var blevet set så tæt sammen,
som om de var et par.
Et par var noget nyt.
De begyndte at samle så meget information om dem som muligt,
herunder måling af deres spektre,
det unikke fingeraftryk indeholdt i deres lys.
Her er spektrene fra de to kvasarer.
Selv ved første øjekast kan jeg se, at de ser meget ens ud.
Faktisk er de meget mere, end bare ret ens.
Da de først målte dem, så de, at de begge var rød-forskudt
til længere bølgelængder med nøjagtig den samme mængde.
Og tag et kig på disse emissionstoppe her.
De falder begge på nøjagtigt de samme bølgelængder.
Faktisk var spektrene så ens, at de troede, de havde lavet en fejl,
at de havde set på samme objekt to gange...
Men det havde de ikke.
Og det efterlod kun en mulighed.
Hvad de troede var to separate kvasarer,
var faktisk kun en enkelt kvasar,
der på en eller anden måde var blevet opdelt i to billeder,
et tilfælde af astronomisk dobbeltsyn.
Der var en teori, der kunne forklare dette,
en sær effekt forudsagt af Albert Einstein,
gravitationslinsering.
Hvis man ser gennem denne linse,
ser man, at alt bagved den er vist i mærkelige former.
Denne bizarre effekt
sker, fordi mens lys passerer igennem forskellige tykkelser af glasset,
bøjes det, hvilket giver anledning til et skævt billede.
Einstein sagde, at materie, ting, også fordrejer rummet,
forandrer dens form, universets stof.
Og så, mens lyset passerer igennem områder af rummet
med høje koncentrationer af materie,
vil det bøje, ligesom det gør, når det går gennem linsens glas,
og så opstår lignende visuelle tricks.
Hvor meget lyset er bøjet
er afhængig af, hvor meget rummet bliver bøjet,
og det afhænger af, hvor meget masse der er.
Mellem kvasaren og teleskoperne måtte der være en enorm mængde af masse,
der bøjede lyset så meget, at billederne blev delte,
og fik den enkelte kvasar til at fremstå som to.
Her er vores synder, eller i det mindste en del af det.
Denne plet her er kun en galakse i en klynge af galakser,
der sidder mellem os og den fjerne kvasar.
Så det ikke er bare en lille smule masse,
men hundredvis af galakser, hver med milliarder af stjerner.
Til sammen bøjer de kvasarens lys,
der giver os det dobbelte billede.
Og det dobbelt billede var afgørende for studiet af mørkt stof.
Selv med alt den masse og materie indeholdt i galakseklyngen,
var der ikke nok til at bøje lyset så meget.
Dertil havde man brug for Zwickys mystiske og usynlige mørke materie,
og ved omhyggeligt at analysere præcis hvor meget lyset blev forvredet,
kunne afsløre, hvor det mørke materie var.
Det her er, hvad man får: et kort.
I midten er galakseklyngens normale materie,
men omkring det, strakt meget længere,
her vist i rødt, den mørke materie.
Se, hvor langt ud det spreder sig.
Det minimaliserer totalt galakseklyngens normale materie.
Zwickys mystiske og usynlige materie, afsløret af en kosmisk optisk illusion.
Det kunne ikke afsløre, hvad mørk materie var
men kortlagt sådan her, som Jodrell stadig gør det den dag i dag.
gav en idé om, hvor meget der var derude,
og det syntes at være langt mere end normal materie.
Men var det nok til at tage universet over den kritiske tæthed?
Selvom der syntes at være langt mere mørk materie end normal materie,
synes det stadig at efterlade universet langt under den kritiske tæthed.
Men det var stadig langt fra slutningen af historien.
Opdagelsen af mørk materie
havde komplet overrasket det videnskabelige samfund.
At forsøge at finde ud af, hvor tæt universet var på den kritiske tæthed,
gav bare flere mysterier end svar.
ASTRONOMISK OBSERVATORIUM: LA PALMA
En chokerende ny opdagelse,
der oprindeligt lovede endelig at afsløre universets skæbne,
gav fysikken krise i stedet for.
I 1990'erne var disse teleskoper en del af et internationalt projekt,
der forsøgte endelig at afsløre universets skæbne.
De brugte en ny teknik til igen
at se på, hvordan universets udvidelse havde ændret sig over tid.
jeg er kommet for at bruge dette teleskop, GTC,
for at observere objektet, der var kernen i disse studier.
Dette kæmpe teleskop, man kan se det store spejl bagved det,
vil tage et nærmere kig på en supernova,
den eksplosive død af en stjerne.
Lyset, der når os fra disse fjerntliggende episke begivenheder,
ville være nøglen til at åbne op for, hvordan universet udvidede sig i fortiden,
og til gengæld afsløre, hvad der ville ske med det i fremtiden.
For at måle udvidelsen,
var forskerne interesseret i en særlig slags supernova.
Vores mål er i aften den samme klasse af supernovaer, som de søgte efter
en type Ia.
Hvad der gjorde type Ia-supernovaer så nyttige,
er, da de kom til,
skabte de en utrolig lysstråle.
Ganske kort ville stjernen skinne lysere end hele dens galakse.
Ikke kun det, men de udsendte altid
næsten præcis det samme niveau af lysstyrke.
Dette betød, at de ikke kun kunne se dem
over store afstande i fjerntliggende galakser,
men de kunne finde ud af præcis hvor langt væk de var.
Så hvis de kunne finde nok af dem,
kunne de afprøve betingelser i universet
over en bred vifte af afstande og gange.
I aften har astronom David Álvarez
pejlet sig ind på en nylig opdaget type Ia-supernova.
Okay, David, det er meget spændende. Har du supernovaen?
Dette er billedet af supernovaen.
- Den ting der? - Den ting der.
Kan du zoome ind på alt det?
Ja, vi kan zoome ind her, og du kan se den lyse prik.
Og resten af det er galaksen?
Resten af det lys man kan se der, er værtsgalaksen af en supernova.
Hold da op, det er utroligt, at...
Her er en galakse med hundredvis af milliarder af stjerner,
men denne ene eksploderende stjerne, denne ene supernova skinner lysere,
end hele resten af galaksen.
Og du ved, hvor langt væk denne supernova er?
Har du målt afstanden?
Ja, supernovaen er omkring otte milliarder lysår væk.
Ud over afstanden,
er supernovaens spektrum også afgørende.
Astronomer havde brug for lysets spektrum,
fordi det gav dem røde forskydninger.
Mens lyset rejser fra den fjerne supernova til Jorden,
udvider universet sig.
Rummet lyset rejser igennem, strækker sig,
så lyset selv strækker sig også.
Dets bølgelængde bliver længere.
Hvis det forlader supernovaen ved en bestemt bølgelængde,
en bestemt farve,
når det ankommer i vores teleskoper,
er det med en længere bølgelængde.
Det er forskydningen mod den røde ende af spektret, dermed en rød forskydning.
Så ved at kende til den røde forskydning af lyset,
fortæller det os, hvor meget rummet har udvidet sig i denne tid.
I en vis forstand giver det os en måling for, hvor stor universet er blevet.
På grund af dette, målingen af røde forskydninger på større afstande,
i realiteten tilbage i tiden,
kunne skabe en historie om,
hvordan universets udvidelse ændrede sig.
Astronomerne var overbeviste om, at tyngdekraften måtte være
i det mindste have bremset udvidelsen.
Spørgsmålet var, hvor meget.
Ved at sætte afstande
mod de røde forskydningers målte udvidelse,
kunne de endelig besvare spørgsmålet.
Hvis vi forestiller os, at universet har udvidet sig i samme tempo,
det tempo det har nu i hele dets historie,
ville jeg få en meget simpel linje.
Men astronomerne vidste, at det ikke kunne være rigtigt,
fordi tyngdekraften naturligvis satte bremser for udvidelsen.
En udvidelse af universet bør være aftagende,
og hvis det vokser langsommere nu,
burde det have udvidet sig hurtigere i fortiden.
At rummet strækker sig mere, ville betyde en større rød forskydning.
Hvad betyder det for vores supernova?
Vi ved, den var otte milliarder lysår væk...
DIM - 8 ML - AFSTAND
...så vi ved, det ikke ville falde præcis på denne linje,
som svarer til en rød forskydning på omkring 0,49.
Det burde måske sidde herovre et sted, måske en rød forskydning større end 0,5.
Det betyder, at denne linje egentlig burde bue nedad sådan her.
Men den nøjagtige form af denne linje
ville fortælle dem, hvor meget
tyngdekraften bremser universets udvidelse,
og det ville fortælle dem om universets skæbne.
Okay, så, David, du har spektrummet klar nu?
Ja, vi har det.
Jeg får det lige op.
Det giver en måling af den røde forskydning.
Så hvad målte du, der skulle være her?
I dette tilfælde måler vi 0,47.
0,47?
Det placerer det på denne side af linjen.
Så det er ikke større rød forskydning, men en mindre rød forskydning.
Det er fascinerende, for det er præcist hvad de så,
ikke røde forskydninger, der var større, men røde forskydninger, der var mindre.
Og de så dette gang på gang, og det kunne kun have én forklaring.
Mindre røde forskydninger betød, at universet måtte udvide sig
langsommere i fortiden, end det gør i dag.
Med andre ord, snarere end at bremse,
accelerer udvidelsen af universet.
Som flere og flere supernovaer blev sat ind, blev billedet tydeligere.
I de første par milliarder år efter Big Bang,
så det ud, som om udvidelsen havde været langsommere end forventet.
Men det ændrede sig,
og udvidelsen begyndte at accelerere.
Det er svært at forstå, hvor stort et chok det var.
Dengang vidste alle,
at udvidelsen af universet måtte være aftagende.
Om det ville blive langsom nok til at stoppe og gen-sammenbryde,
var ikke klart,
men det måtte blive langsommere.
Tyngdekraften måtte gøre sit job ved at slå bremserne i,
men det gjorde den ikke.
For omkring seks milliarder år siden, begyndte udvidelsen at gå hurtigere.
Det var tydeligvis nogle nye og uventede ting,
der foregik i universet.
Noget, som videnskaben ikke havde et svar på.
Noget der skubbede universets udvidelse til et hurtigere tempo.
Det blev kendt, i mangel af et andet udtryk, som mørk energi.
Det bedste skøn tyder på,
at mørk energi udgør 70% af universet.
Og det betyder, at universet ikke vil bryde sammen og ende i et stort brag.
I stedet vil mørk energi, ikke tyngdekraften,
definere universets ultimative skæbne.
Mørk energi skubber universet fra hinanden.
Det vil ikke blive ved med støt at udvide sig for evigt.
Mørk energi vil tvinge universet fra hinanden i et stadigt stigende tempo.
Galakser vil være så langt fra hinanden,
at lys ikke ville være i stand til at rejse mellem dem.
Hver enkel vil ende
som en individuel ø af stjerner, alene i kosmosset.
Den kan endda blive så ekstrem,
at selv galakser vil blive revet i stykker,
lade enkelte stjerner helt alene i den sorte tomhed.
Men så måske alligevel ikke.
Virkningerne af mørk energi dukkede trods alt åbenbart pludselig op
mellem seks og syv milliarder år siden.
Hvem ved, hvordan det vil opføre sig i fremtiden?
Det lyder bizart,
men med opdagelsen af mørk energi er alt muligt.
Det er svært at forstå, hvor lidt vi ved om mørk energi.
Det har et navn, men det er stort set det.
Vi ved ikke, hvad det er lavet af, hvorfor det hiver universet fra hinanden,
og vigtigst af alt, hvordan det vil opføre sig i fremtiden,
og det efterlader et stort hul i vores forståelse af universet
og dets endelige skæbne.
Mørk energi kunne bare være en del af universet,
en del af, hvordan det virker.
Eller det kunne pege på et grundlæggende problem
med de vigtigste og mest betroede videnskabelige teorier vi har,
dem, der er i hjertet
af vores forståelse for, hvordan verden fungerer.
Hvordan universet ville ende, begyndte som astronomiens store udfordring,
men universets skæbne er nu meget mere, end blot et akademisk spørgsmål.
Gennem opdagelsen af denne mærkelige, gådefulde energi,
hvis det er, hvad det er,
en, der trodser aktuelle forståelser,
er det spredt til grundlæggende fysiks hjerte.
At finde svaret til, hvordan universet vil ende,
kunne have dybtgående konsekvenser for, hvordan vi forstår vores verden.
Oversat af: Antje Wagner