Tiedämme, että maailmankaikkeudella oli alku,
hetki 13,8 miljardia vuotta sitten, kun se ponnahti eloon -
luoden laajan kosmoksen, jonka nykyään näemme.
Nyt, kun olemme löytäneet sen alkuperän,
meillä on vastassamme toinen yhtä perustavaa laatua oleva kysymys.
Jos maailmankaikkeudella on alku, jos se syntyi,
tarkoittaako se sitä, että se lopulta kuolee,
vai jatkuisiko se ikuisesti?
Meille kuolevaisille ihmisille -
universumin lopullinen kohtalo -
on kysymys, joka on ohjelmoitu psyykeemme.
Vastauksen etsiminen siihen on tuottanut hämmästyttävän vallankumouksen -
ymmärrykseemme kosmoksesta.
Kuitenkin viime vuosina se on myös paljastanut maailmankaikkeuden,
joka on paljon oudompi kuin osasimme kuvitella -
ja johtanut yhteen kauhistuttavimmista hetkistä tieteen historiassa.
Se on viimeisin käänne tarinassa, joka kattaa yli sata vuotta.
Siinä ajassa avainkokeilut ja ratkaisevat löydöt...
Ja siinä se on.
Tarkalleen siinä, missä Hoyle ennusti.
...ovat tuoneet meidät lähemmäksi kuin kukaan uskoi mahdolliseksi -
lopullista tietoa maailmankaikkeuden lopullisesta kohtalosta.
2. LOPPU
Pelkkä maailmankaikkeuden koko on todella ällistyttävä.
Miten ihmeessä voi ennustaa jonkin niin laajan,
monimutkaisen -
ja meitä suuremman tulevaisuutta?
Siitä lähtien, kun aloimme kamppailla tämän kysymyksen kanssa,
vastaus on riippunut yhdestä yksinkertaisesta ideasta.
Jos voisimme tilastoida, tarkkailla ja ymmärtää universumin muutoksia,
miten se on kehittynyt nykyhetkeen muinaisesta alustaan,
meidän pitäisi pystyä ekstrapoloida eteenpäin -
ja ennustamaan, miten se kehittyy tulevaisuudessa.
Valitettavasti pieni vika siinä suunnitelmassa on se,
että maailmankaikkeus toimii -
miljardien vuosien aikajanalla.
Me emme.
Ymmärtääksemme maailmankaikkeuden toiminnan,
meidän täytyy katsoa rajoitettua ihmiselinaikaamme kauemmas.
Siinä tapauksessa kävi ilmi,
että maailmankaikkeuden kokoa voidaan hyödyntää.
Maailmankaikkeus on niin laaja,
että joidenkin yötaivaan kohteiden valo -
on matkannut Maahan miljoonia, jopa miljardeja vuosia.
Kun katsomme ylös, katsomme ajassa taaksepäin -
maailmankaikkeuden historiankertomusta.
Ongelma on, että meillä on vain kuva,
yksi monimutkainen ja hämmentävä kuva kaikesta siitä historiasta.
Aivan kuin ottaisi romaanin sanat,
sekoittaisi ne ja liimaisi yhdelle sivulle.
Avain on yrittää purkaa tarina,
oppia lukemaan sitä, huomaamaan ja ymmärtämään, mitä on meneillään.
Tähtitieteilijät tajusivat, että tähdet voivat auttaa tuon historian avaamisessa.
Jos tiedemiehet saisivat selville, miten tähdet muuttuvat,
miten ne kehittyvät ajan mittaan,
he voisivat alkaa ymmärtää suurempaa tarinaa siitä,
miten maailmankaikkeus muuttuu,
ensimmäisiä johtolankoja siitä, mitä tulevaisuus tuo tullessaan.
Mutta vastaus löytyi vasta 1900-luvun puolivälissä.
Tähtien salaisuuksien ratkaiseminen -
vaatisi nerokkaan hetken tältä mieheltä, Fred Hoylelta.
Hoyle oli nerokas matemaatikko ja fyysikko,
yksi aikakautensa suurimpia.
Hän oli luova ja kehitti rohkeita teorioita.
Ennen kaikkea hän piti pulmista,
visaisista ongelmista, jotka ratkaisemalla hän voisi jättää jälkensä.
Ja 1940-luvun lopulla hän löysi yhden suurimmista.
Hoyle halusi tietää, mistä alkuaineet tulevat.
Varhainen maailmankaikkeus koostui lähinnä vedystä ja heliumista,
yksinkertaisimmista ja keveimmistä alkuaineista.
Tiedämme sen muuttuneen.
Katso ympärillemme nyt. Emme elä yksinkertaisessa maailmassa.
Monimutkaisuus ympäröi meitä -
muodostuen monimutkaisista, raskaista alkuaineista, kuten hengitetystä hapesta,
raudasta veressämme -
ja tietenkin hiilestä puissa ja elimistöni jokaisessa solussa.
Kukaan ei osannut yhdistää sitä,
miten maailmankaikkeus siirtyi hyvin yksinkertaisesta alusta -
kaikkeen tähän.
Tähän ongelmaan Hoyle tarttui.
Hoyle tiesi, että ydinfuusiosta löytyisi vastaus.
Ydinfuusiossa -
kevyemmät alkuaineet fuusioituvat luodakseen monimutkaisempia.
Sen tiedettiin jo tapahtuvan tähtien ytimissä,
missä vety fuusioitui muodostaakseen monimutkaisempaa heliumia.
Hoyle mietti, miten päästä pidemmälle,
miten heliumin ytimet fuusioituisivat muodostaakseen raskaampia alkuaineita.
Se on huomattavan yksinkertainen idea.
Tässä on heliumin ydin.
Jos voisi yhdistää kaksi heliumin ydintä,
tuottaisi berylliumia,
raskaamman ja monimutkaisemman ytimen.
Kun lisää kolmannen heliumin ytimen, saa hiiltä.
Siitä voi edelleen rakentamaan yhä raskaampia alkuaineita.
Kuulostaa täydelliseltä ratkaisulta,
mutta oli hyvä syy siihen, miksi hiilen muodostuminen,
ja sitä kautta kaikkien alkuaineiden, oli yhä niin suuri arvoitus.
Ongelma oli, että fysiikassa tämä prosessi ei vain toiminut.
Laskujen mukaan kolme heliumin ydintä eivät pysyisi yhdessä.
Niiden muodostama hiiliydin oli epävakaa ja yksinkertaisesti hajosi.
Jos se hajosi hiilessä,
ei ollut mahdollisuuksia tehdä painavampia alkuaineita.
Kuin olisi törmännyt jatkuvasti esteisiin.
Tyypilliseen rohkeaan ja optimistiseen tapaan -
Hoyle kiersi ongelman ennustamalla uuden tilan hiilelle.
Hoyle teki intuitiivisen loikan.
Hän päätti, että jos kolme heliumin ydintä yhdistyi tähden sisällä,
ne voisivat luoda hiilen normaalia suuremmalla energialla.
Tässä erityistilassa -
se voisi pysyä koossa riittävän pitkään tullakseen vakaaksi.
Siten tähdet voisivat muodostaa hiiltä, ja este oli poistettu.
Jos hän oli oikeassa, Hoyle oli ratkaissut arvoituksen.
Alkuaineet rakentuivat tähtien ytimissä.
Mutta pelissä oli sitäkin enemmän.
Hoyle tajusi, että teoria voisi paljastaa, miten tähdet muuttuivat elinaikanaan.
Ja koska näkemämme maailmankaikkeus muodostuu tähdistä,
siitä tulisi voimakas työkalu universumin tulevaisuuden ennustamiseen.
Siihen...
Tähtitieteilijät ryhmittivät jo tähtiä -
niiden koon, värin ja kirkkauden perusteella -
merkiten niitä kaavioon,
joka tunnettiin Hertzsprungin-Russellin kaaviona.
Tässä on heidän luomansa kaavio.
Tässä on koko ja kirkkaus -
hyvin suurista ja kirkkaista tähdistä aina pienempiin ja himmeämpiin.
Tässä suunnassa on väri ja lämpötila -
hyvin kuumista sinisistä tähdistä aina viileämpiin punaisiin.
Useimmat normaalikokoiset tähdet -
osuivat pitkään lävistäjään kaavion keskelle,
jonka yllä oli ryhmä jättimäisiä, kirkkaita tähtiä ja alla kääpiötähtiä.
Tähtitieteilijät näkivät kuviot,
mutta eivät ratkaisseet sen merkitystä -
ennen kuin Hoyle teorioineen -
tarjosi radikaalin uuden tavan katsoa kaaviota,
tavan, joka paljastaisi tähden elämänkaaren.
Tarkastellaan omaa Aurinkoamme.
Tällä hetkellä se on keskellä kaaviota -
polttaen iloisesti vetyä muodostaen siitä heliumia.
Mutta jos Hoyle oli oikeassa, kun siltä loppuu vety,
se alkaa yhdistää heliumia muodostaen raskaampia alkuaineita.
Tässä vaiheessa tapahtuu dramaattinen muutos,
koska sen sijaan, että se kulkisi kaaviossa tähän suuntaan,
se laajenee moninkertaiseksi -
ja hyppää tänne elämään punaisten jättiläisten joukkoon.
Tässä vaiheessa se alkaa polttaa heliumia muodostaakseen raskaampia alkuaineita,
kunnes se lopulta alkaa tuottaa hiiltä.
Siinä vaiheessa, kun siltä loppuu ydinpolttoaine,
se käy läpi viimeisen muodonmuutoksensa.
Se tiputtaa valtaosan ulkokerroksestaan -
ja jättää jälkeensä pienen valkoisen kekäleen eläen kääpiötähtien joukossa.
Jokainen tähti seuraa omaa reittiään kaaviossa.
Hoylen teorialla saattoi seurata jokaisen tähden kehitystä,
jota ajoi yhtäkkinen uuden alkuaineen muodostamisen vaiheen syttyminen.
Tässä oli vastaus raskaiden alkuaineiden arvoitukseen,
avain tähtien elinkaareen -
ja ikkuna maailmankaikkeuden tulevaisuuteen,
kaikki Hoylen uuden hiilitilan ansiota.
Oli vain yksi pieni ongelma.
Kukaan ei ollut nähnyt tai havainnut Hoylen erityistä hiilimuotoa -
tähtien paljastavissa spektreissä tai missään maapallolla,
ei edes laboratoriokokeissa.
Kenenkään mielestä sitä ei ollut olemassa,
ja ilman tätä hiilen erityismuotoa koko teoria kaatuisi.
Seuraava tapahtuma kuvastaa Hoylen neroutta -
ja lähes itsepäistä uskoa itseensä.
1950-luvulla -
Hoyle liittyi California Institute of Technologyyn, Caltechiin,
jolla oli yksi harvoista hiukkaskiihdyttimistä -
siihen aikaan, samanlainen kuin tämä.
Hoyle halusi käyttää kiihdytintä tehdäkseen korkeaenergistä hiiltänsä.
MC40 SYKLOTRONIKIIHDYTIN: BIRMINGHAM
He eivät olleet kovin innoissaan.
Tuntematon britti yritti ottaa haltuunsa heidän uuden laitteensa -
etsiäkseen jotain, minkä hän oli käytännössä keksinyt.
Kuten Hoyle, olen teoreetikko.
Kokeileva fysiikka on hyvin erilainen maailma -
ja erilainen osaamisalue.
Mutta Hoylella riitti itseluottamusta ja rohkeutta -
painella laboratorioon, ja kuten laitoksen johtaja sanoi -
ilman lupaa vaatia,
että he luopuvat tekemästään tutkimuksesta -
tehdäkseen monimutkaisia kokeita -
etsiäkseen jotain, minkä olemassaoloon kukaan ei edes uskonut.
Olen aika varma, etten uskaltaisi tehdä sitä.
Hoyle jatkoi painostusta -
väittäen, että siitä tulisi tärkeä ja kuuluisa löytö.
Lopulta he antoivat periksi. Etsintä oli alkanut.
Luon tänään heidän kokeensa uudelleen.
Suunnitelmana oli pommittaa kohdealkuainetta hiukkassäteellä,
jotta nähtäisiin, voisiko se tuottaa sen tilan hiiltä.
Minulla on omat koekollegani,
Tzany ja Robin, auttamassa minua.
Kohdettamme pidetään tämän reaktiokammion keskellä.
He etsivät hyvin erityistä signaalia,
joka näkyisi heidän ilmaisimissaan.
Jos se hiilen tila oli olemassa,
Hoyle ennusti, että se näkyisi energiapiikkinä -
7,7 miljoonan elektronivoltin tasolla,
mikä on tämän hiilen erityistilan sormenjälki.
Me etsimme samaa energiapiikkiä.
On aika sulkea kammio,
sulkea säteilyovet -
ja katsoa itse, mitä tapahtui.
Tämä on ohjaustaulu, ja he ovat antaneet minun, teoreetikon,
laittaa se käyntiin.
Ensimmäisenä käynnistän säteen.
Sitten suuntaan säteen kohteeseen.
Ladatut hiukkaset iskeytyvät nyt kohteeseen.
Tämä oli Hoylen totuuden hetki 1950-luvulla.
Tietoja alkaa tulla,
ja tärkeä katsottava näyttö on tämä tässä.
Jos Hoyle oli oikeassa,
he näkisivät hiilen kiihtyneen tilan tässä energiassa.
ENERGIA - 7,7 MILJOONAA ELEKTRONIVOLTTIA
He odottivat näkevänsä energiapiikin tuossa kohtaa.
Ja siinä se on.
Täsmälleen siinä, missä Hoyle ennusti.
Kun tämä koe tehtiin noin 60 vuotta sitten,
he olivat ihmeissään huomatessaan Hoylen olevan oikeassa.
On varsin uskomatonta ajatella, että hän työsti teoreettista aavistusta -
vakuuttaen koekollegansa tekemään kokeen ja oli oikeassa.
Hän oli oikeassa myös maineesta.
Laboratorion johtaja -
sai Nobelin palkinnon löydöstä.
Hoyle ei kuitenkaan saanut mitään.
SUORAAN FYSIIKAN TARKASTUKSET
He julkaisivat löytönsä yhdessä kuuluisimmista -
ja eniten viitatuista luonnontieteellisistä lehdistä.
Kirjoittajat laittoivat -
lehden etusivulle sopivan lainauksen Shakespearen Kuningas Learista:
"Tähdet, niin, tähdet tuolla kohtalomme määrää."
Se oli vahvistus tälle hiilen kiihtyneelle tilalle,
mikä todisti, että tähden sisällä muodostetaan -
kaikki alkuaineet, jotka muodostavat maailman ympärillämme,
meidät mukaan lukien.
Ja sillä löydöllä -
saimme oikean käsityksen tähtien elämänkaaresta.
Saatoimme alkaa ymmärtää, miten maailmankaikkeus muuttui ajan mittaan -
sekä nyt, että tulevaisuudessa.
Tässä oli peruste tulevaisuuden ekstrapoloinnille,
ja se teki selkeän ennustuksen maailmankaikkeuden lopusta.
Vety ja helium muodostivat ensin tähdet,
ja noita kahta alkuainetta käytettiin tähdissä niiden vanhetessa -
luoden samalla kaikki raskaammat alkuaineet.
Looginen johtopäätös oli järkyttävä.
Melkein käsittämättömän ajan jälkeen -
tähdet käyttäisivät loppuun kaiken vedyn ja heliumin.
Uusia tähtiä ei muodostuisi,
ja olemassa olevat tähdet käyttäisivät polttoaineensa loppuun ja kuolisivat.
Maailmankaikkeus pimenisi.
Kaikki mikä on tärkeää sinulle ja minulle,
tähtien luoma valo ja elämä,
maailmankaikkeus, tulisi lopulta päättymään.
Mutta oli toinenkin vaihtoehto, joka lupasi hyvin erilaisen kohtalon,
ja tapahtuisi kauan ennen kuin tähdiltä loppuisi polttoaine.
Kohtalo, johon kuului maailmankaikkeuden perustavaa laatua oleva voima,
vetovoima.
Eräs tieteen unohdettu sankari, Vesto Slipher,
havaitsi ensin vetovoiman potentiaalin maailmankaikkeuden -
lopullisen kohtalon muodostamisessa.
Hänen uraauurtavat taitavat mittauksensa -
muuttaisivat käsityksemme maailmankaikkeudesta.
Tähtitiede saapui kulta-aikaansa 1900-luvun alkupuolella,
kun yhä voimakkaampia teleskooppeja suunnattiin taivaalle.
Yksi aikakauden suurimmista kohteista oli tähtisumut.
Tähtisumut olivat valon läikkiä ja kierteitä, joita nähtiin tähtien välissä.
Näistä salaperäisistä kappaleista ei tiedetty paljoa.
Tähtitieteilijät yrittivät siis ottaa niistä mahdollisimman paljon selvää.
Slipheriä kiinnosti tähtisumujen yksi tietty aspekti,
niiden liike.
Tämän kohteeksi hän valitsi kaikkein kuuluisimman, Andromedan.
UCL-OBSERVATORIO: LONTOO
Slipher halusi olla ensimmäinen, joka mittaa tähtisumun liikenopeuden.
Ongelmana oli, että hänen teleskooppinsa ei ollut paras,
kaikkea muuta.
Mutta Slipherillä oli yksi suuri etu kilpailijoihinsa nähden.
Hän oli erinomainen tähtitieteilijä.
Tämä teleskooppi on samankokoinen kuin Slipherin.
Siinä on 61-senttinen peili,
mutta Slipher olisi mielellään saanut tällaisen käsiinsä.
Hän näet tarvitsi spektrin.
Siinä jaetaan tähtisumun valo -
sen eri aallonpituuksiin,
eri väreihin, joista se muodostuu.
Hän olisi käyttänyt jotain tällaista. Se on diffraktiivinen hila,
ja näen, että se heijastaa tätä valoa -
ja antaa minulle sateenkaaren värit.
Slipheriä huoletti, että hänen täytyi kerätä mahdollisimman paljon valoa -
saadakseen käyttökelpoisen spektrin,
ja tähtisumut olivat erityisen himmeitä.
Hän pelkäsi, että riittävän valon saaminen tästä teleskoopista -
osoittautuisi mahdottomaksi.
Se voi olla saman kokoinen,
mutta tämä moderni teleskooppi voi vangita Andromedan spektrin -
minuuteissa.
Omalla teleskoopillaan -
Slipher tarvitsi 14 tuntia yhden spektrin tuottamiseen,
kaksi päivää rasittavaa työtä,
seitsemän tuntia joka yö jatkuvasti säätäen teleskooppia,
jotta se olisi kohdistettu Andromedaan.
Slipher halusi tietää, miten Andromeda liikkui,
ja sitä varten hän tarvitsi Andromedan valospektrin lisäksi -
absorptioviivat.
Ne ovat hienovaraisia aukkoja spektrissä, kuten tämä.
Näiden absorptioviivojen pitäisi aina olla samassa paikassa,
jos lähde ei liiku.
Jos ne ovat siirtyneet oikealle spektrin punaista päätä kohti,
se tarkoittaa, että lähde loittonee meistä.
Jos ne ovat siirtyneet vasempaan spektrin sinistä päätä kohti,
lähde lähestyy meitä, eli on sinisiirtymä.
Kahden havaintopäivän jälkeen -
Slipher oli valmis kehittämään valokuvansa.
Hän ei saanut mitään näin kaunista ja puhdasta -
vaan tämän kuvan.
Tämä on suurennos.
Hän sai paljon pienemmän kuvan kuin tämä,
ei edes näitä viivoja ylhäällä ja alhaalla.
Hän sai suttuisen tahran keskellä.
Se oli Andromedan spektri.
Saattaa luulla, että hän epäonnistui,
ettei tästä saisi mitään mielekästä irti.
Itse asiassa mielekkään mittauksen lisäksi -
hän pystyi selvittämään, että Andromedalla oli hyvin selkeä sinisiirtymä,
että se lähestyi meitä.
Hän selvitti, että se lähestyy meitä -
300 kilometriä sekunnissa,
mikä vastaa nykypäivän arvioita.
Slipher oli tehnyt sen,
ensimmäisen mittauksen tähtisumun vauhdista ikinä.
Hänen taitonsa ja sitkeytensä voittivat teleskoopin rajoitukset.
Kun Slipher esitti löytönsä vuonna 1914 tähtitieteilijöiden tapaamisessa,
hänelle osoitettiin suosiota seisaaltaan.
On helppoa unohtaa, kuinka tärkeitä Slipherin kaltaiset ihmiset ovat,
että merkittävät läpimurrot tieteessä -
eivät aina ole suuria ideoita tai kauniita teorioita.
Ne usein riippuvat yksinkertaisesti ihmisistä,
jotka ovat poikkeuksellisen taitavia havainnoimaan tai mittaamaan maailmaa.
Nykyään tiedämme, että Andromedan tähtisumu on galaksi -
kuten omamme, Linnunrata.
Ja Andromedan liike -
paljastaa, miten vetovoima voi muokata maailmankaikkeuden kohtaloa.
Synnyttyään alkuräjähdyksessä maailmankaikkeus on laajentunut.
Sen seurauksena useimmat galaksit suuntaavat pois toisistaan.
Kun ne muodostuivat,
sama olisi pätenyt Andromedaan ja Linnunrataan,
kunnes vetovoima alkoi toimia ja päihittää laajenemisen.
Vetovoima vetää Andromedaa ja omaa Linnunratamme galaksia -
vääjäämättä yhteen.
Kysymys kuuluu,
että jos se pystyy tähän meidän pienessä osassamme kosmosta,
voiko se tehdä saman koko maailmankaikkeudessa?
Jos vetovoima päihittää laajenemisen kauan ennen tähtien sammumista,
laaja maailmakaikkeutemme romahtaisi vääjäämättä kasaan.
Maailmankaikkeus loppuisi isoon räsähdykseen.
Jos vetovoima epäonnistuisi, maailmankaikkeus jatkaisi laajenemista -
kauan viimeisen tähden kuoleman jälkeenkin.
Kaikki riippui yhdestä tekijästä,
jonka Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria ennusti.
Yleisen suhteellisuuden käyttäminen paljasti,
että maailmankaikkeudella oli kaksi hyvin erilaista tulevaisuutta.
Sen lisäksi voitiin laskea tarkka luku,
joka merkitsi rajaa näiden kahden erilaisen skenaarion välillä.
Se tuli tunnetuksi kriittisenä tiheytenä.
Kriittinen tiheys oli käytännössä kynnys,
joka perustui materian ja energian määrään,
siihen, kuinka paljon kamaa koko maailmankaikkeudessa oli.
Jos kokonaissumma oli kriittisen tiheyden yläpuolella,
vetovoima vetäisi koko maailmankaikkeuden takaisin yhteen -
suureen räsähdykseen.
Jos kokonaissumma on alle kriittisen tiheyden,
maailmankaikkeuden laajeneminen jatkuu ikuisesti.
Koko maailmankaikkeuden kohtalo riippui yksinkertaisesta kysymyksestä.
Missä maailmankaikkeudessa me elämme,
kriittisen tiheyden ylä-vai alapuolella?
Yksi tapa selvittää asia oli tutkia maailmankaikkeuden laajenemista.
Jos maailmankaikkeus oli kriittisen tiheyden yläpuolella -
ja matkalla romahdukseen,
laajenemisnopeus olisi jo hidastumassa.
Tähtitieteilijät alkoivat siis työstää tapaa -
mitata, kuinka maailmankaikkeuden laajeneminen muuttui.
He olivat luottavaisia,
kunnes varhaiskypsä tohtoriopiskelija nimeltä Beatrice Tinsley -
huomasi kohtalokkaan virheen suunnitelmassa.
Tinsley, jota suku ja ystävät kutsuivat Pikku Kuoriaiseksi,
oli erittäin lahjakas muusikko. Hän olisi voinut olla ammattilainen.
Sen sijaan hän päätti keskittyä toiseen suureen intohimoonsa,
joka oli astrofysiikka.
Siinäkin hän oli erinomainen.
Mutta akateeminen ura 1960-luvulla ei ollut helppoa, jos oli nainen,
ja hänen instituutionsa, Texasin yliopisto,
näytti päättäneen olla huomioimatta tätä nerokasta tiedemiestä joukossaan.
Siitä huolimatta hän suoritti tohtorintutkintonsa -
alle puolessa normaalista ajasta.
Ja se tohtorinarvo tiesi vaikeuksia laajenemisnopeusmittauksille.
Suunnitelmana oli mitata, kuinka galaksit liikkuivat -
eri etäisyyksillä Maasta -
ja siten eri aikoina menneisyydessä.
Niiden liikkeiden muuttuminen -
paljastaisi, miten maailmankaikkeuden laajeneminen muuttui.
Liikkeen mittaaminen oli kohtuullisen selvää.
Etäisyyden mittaamisessa oli ongelma.
Arkisessa maailmassamme olemme visuaalisten vihjeiden ympäröiminä,
jotka antavat hyvän käsityksen mittasuhteista ja siten etäisyydestä.
Mutta maailmankaikkeuden laajuudessa tämä oli paljon vaikeampaa.
Tähtitieteilijät turvautuivat siis epätavalliseen vaihtoehtoon, valoon.
Valo ei ehkä ole ilmiselvä mittanauha,
mutta tässä tapauksessa se vaikutti ihanteelliselta.
Tämä perustuu hyvin yksinkertaiseen periaatteeseen.
Valon kirkkaus minulle riippuu etäisyydestäni siihen.
Kun siis olen lähellä,
paljon valoa saapuu silmiini, ja se vaikuttaa kirkkaalta.
Mutta kun siirryn kauemmas,
valolla on ollut suurempi tilaisuus levittäytyä,
ja vähemmän siitä saapuu silmiini, joten se vaikuttaa himmeämmältä.
Ratkaisevasti tämä muutos kirkkaudessa -
noudattaa hyvin tarkkaa matemaattista suhdetta.
Voin käyttää sitä suhdetta etäisyyden laskemiseen.
Jos mittaan vieressäni olevan valon kirkkauden...
220.
...ja kauempaa...
Noin 1,5.
En tiedä, näetkö tuota, on aika pimeää.
...voin laskea, kuinka kaukana valo on.
Nyt täytyy siis jakaa nämä kaksi lukua,
ja siitä tulee noin 150.
Nyt pitää ottaa neliöjuuri.
Siispä 150 neliöjuuri -
on noin 12. Se on vähän yli 12.
Noin 12,2 metriä.
Aivan.
Nyt tarkistamaan laskuni.
Tätä periaatetta tähtitieteilijät käyttivät -
mitatakseen etäisyyden galakseihin.
Sain 11,5 metriä.
Se on vähän vähemmän kuin laskemani 12 metriä, mutta riittävän lähellä.
Olen aika tyytyväinen siihen.
Mutta tekniikka toimii vain, jos tietää, kuinka kirkas etäkohteen pitäisi olla,
jotta voi mitata, kuinka paljon kirkkaus on muuttunut.
Se puolestaan osoittautui tähtitieteilijöiden Akilleen kantapääksi.
He mittasivat galakseja eri etäisyyksillä,
eli maailmankaikkeuden elämän eri aikoina.
Tämä tarkoitti, että galaksien ikä vaihteli -
miljoonilla tai miljardeilla vuosilla.
Jotta etäisyysmittaus toimisi,
heidän täytyi olettaa, että nämä eri-ikäiset galaksit -
loistivat samalla kirkkaudella.
Toisin sanoen galaksin kirkkaus ei muutu ajan kuluessa.
Mutta Beatrice Tinsleylle -
tämän oletuksen ytimessä oli kohtalokas virhe.
Tinsleytä kiehtoi tähtien elinkaari,
niiden muuttuminen elämiensä aikana.
Hänen tohtoritutkintonsa tutki sitä, mikä vaikutus sillä olisi -
galaksien kirkkauteen.
Tinsleystä oli selvää, että jos galakseilla on elinkaari,
jonka aikana niiden ulkonäkö ja kirkkaus muuttuivat,
niin koska galaksit muodostuvat pohjimmiltaan tähdistä,
niiden kirkkaus muuttuisi ajan kuluessa.
Tinsleyn löydökset järkyttivät alaa.
"Käsinkosketeltava paniikin tunne,"
kuten aikakauden tähtitieteilijä kuvasi sitä.
Ne haastettiin välittömästi.
Suunnattomasti aikaa, vaivaa ja rahaa -
oli panostettu näihin laajennusmittauksiin.
Kuitenkin tuntematon nuori tohtoriopiskelija,
vieläpä nainen, kyseenalaisti sen kaiken.
Tinsleyn työn logiikkaa ei voinut kuitenkaan kiistää,
ja neljän vuoden jälkeen se lopulta hyväksyttiin.
Sen mukana täytyi palata takaisin piirustuspöydän ääreen.
Oli tarve uudelle testille, kuinka lähellä universumi oli kriittistä tiheyttä,
jotta nähtäisiin, romahtaisiko se vai jatkaisi laajenemista.
Oli toinen vaihtoehto, suorempi lähestymistapa.
Yksi ilmiselvä tapa nähdä, kuinka lähellä universumi oli kriittistä tiheyttä,
on laskea, kuinka paljon kamaa tuolla on.
Se on yksinkertainen idea, mutta varsin vaikea toteuttaa.
Niinkin käsittämättömän laaja kuin maailmankaikkeus on,
miten voi laskea jokaisen galaksin, tähden ja tähtienvälisen kaasun hiukkasen?
Se on lähes mahdotonta.
Sen sijaan tähtitieteilijät leikkasivat maailmankaikkeuden pienempään kokoon.
He laskivat keskiarvon pienestä osasta,
ja kertoivat siitä.
Tämä voitiin tehdä -
maailmankaikkeuden ainutlaatuisen ominaisuuden takia.
Meidän käsittääksemme maailmankaikkeus on suuressa mittakaavassa -
samanlainen joka suuntaan katsoessa.
Siispä avaruuteen katsova tähtitieteilijä täällä Maassa -
saa samanlaisen näkymän -
kuin alientähtitieteilijä planeetalla tuhansien valovuosien päässä,
joka katsoo täysin eri suuntaan.
Sen takia mittaaminen pienestä osasta maailmankaikkeutta -
antaa aika tarkan mitan siitä, paljonko sitä on kokonaisuutena.
He ottivat keskiarvonsa -
ja saivat maailmankaikkeuden massan ja energian kokonaismäärän.
Lopputulokset yllättivät kaikki.
Kaikki viittasivat siihen, että universumi oli reilusti alle kriittisen tiheyden.
Parhaan arvion mukaan maailmankaikkeudessa oli niin vähän massaa,
että sen tiheys oli pieni murto-osa kriittisestä arvosta.
Selvästi, jos se oli oikeassa,
maailmankaikkeus ei voisi mitenkään romahtaa.
Mutta tässä ensimmäisessä arviossa ratkaisematta jäi,
kuinka lähellä maailmankaikkeus oli kriittistä tiheyttä.
Tulokset olivat niin matalat, etteivät ne vain käyneet järkeen.
Saisinko maitokahvin, kiitos?
Maailmankaikkeutemme koostuu selvästi materiasta, massasta ja energiasta.
Ne dominoivat maailmaamme. Ne ovat maailmamme.
Nämä löydökset loivat kuvan maailmankaikkeudesta,
joka oli niin vieras arkipäivän kokemuksesta,
että on ehkä ymmärrettävää,
että se oli niin vaikea konsepti hyväksyä.
Sen lisäksi arviot tuntuivat olevan ristiriidassa maailmankaikkeuden kanssa.
Eron suuruus paljastui,
kun Margaret Geller Harvardin yliopistosta kartoitti maailmankaikkeuden -
ennenäkemättömään mittakaavaan.
Geller ryhmineen otti ensin palasen maailmankaikkeudesta,
noin 500 miljoonaa valovuotta pitkän ja 300 miljoonaa valovuotta leveän,
mutta silti ohuen palasen näkyvästä maailmankaikkeudesta.
He havainnoivat mahdollisimman monta galaksia -
ja merkitsivät ne etäisyyden mukaan.
Jokainen näistä pisteistä on siis erillinen galaksi.
Niitä on yli tuhat.
Heidän näkemänsä kuvio yllätti kaikki.
Lähes hunajakennoa muistuttavat kuplat.
Kaikki olivat olettaneet,
että galaksit olisivat levinneet satunnaisesti maailmankaikkeuteen.
Tässä oli ensi kertaa todiste,
että kaukana satunnaisesta maailmankaikkeudella oli rakenne.
Tämän vastalöydetyn rakenteen sydämessä -
oli vetovoima.
Lähes maailmankaikkeuden alusta alkaen -
vetovoima on vetänyt materiaa yhteen.
Ensin kaasupilviksi,
jotka ryhmittyvät yhteen muodostamaan galakseja.
Galaksit yhtyvät muodostamaan galaksiklustereita,
ja klusterit muodostuvat superklustereita.
Se näyttää taideteokselta.
Nämä galaksien superklusterit liittyvät yhteen -
pölyn ja kaasun säikeillä,
joihin kaikkiin vaikuttaa sama vastustamaton vetovoima.
Maailmankaikkeuteni on juuri romahtanut.
Tässä näemme selvästi, miten vetovoima toimii arkkitehtina -
muotoillen ja vaikuttaen koko maailmankaikkeuden rakenteeseen -
todella kosmisella mittakaavalla.
Ei. Uskon pystyväni parempaan.
Ongelma oli, että arviot materian määrästä maailmankaikkeudessa olivat niin pienet...
Ja avataan tuo.
...että ne laittoivat sen niin paljon alle kriittisen tiheyden,
ettei niin suuria rakennelmia voinut vain muodostua.
En pidä tuosta.
Numeroiden mukaan tuntemamme maailmankaikkeus ei voinut olla olemassa.
Tämä on huono maailmankaikkeus.
Laskuista täytyi puuttua jotain,
mutta mitä se oli -
ja mitä se merkitsisi kriittiselle tiheydelle -
sekä maailmankaikkeuden kohtalolle?
Eräs värikkäimmistä ja kiistellyimmistä 1900-luvun tiedemiehistä -
löysi ensimmäisen vihjeen.
Fritz Zwicky.
Zwicky oli omalaatuinen, karski ja nerokas tiedemies,
jonka tiedettiin ajoittain kutsuvan muita alalla -
pallon muotoisiksi paskiaisiksi,
mikä pätee kehen tahansa paskiaiseen katsontatavasta riippumatta.
Mutta jopa niiden, jotka inhosivat häntä,
täytyi myöntää, että hän kykeni nerokkaaseen työhön.
Zwicky tutki myös galaksiklustereita,
ja ne johtivat hänet löytämään jotain epätavallista.
Tämä kuva tässä on sellaisesta galaksiklusterista.
Sen nimi on Abell 1689.
Jokainen keltainen piste on osa klusteria.
On varsin uskomatonta ajatella,
että jokainen niistä on erillinen galaksi.
Se tavallaan antaa kuvan asioiden valtavasta mittakaavasta.
Zwickyä kiehtoi se, mikä piti klusterit yhdessä.
Vastauksen täytyy tietenkin olla vetovoima.
Kuvittele, että nämä marmorikuulat ovat erillisiä galakseja,
jotka liikkuvat kaoottisilla kiertoradoilla klusterin keskuksen ympäri.
Yksikään ei liiku riittävän nopeasti -
vapautuakseen klusterista.
Sen takia Zwicky pystyi käyttämään niiden nopeutta -
mittaamaan vetovoiman lujuuden, joka piti niitä paikallaan.
Ja vetovoiman lujuus kertoi hänelle, kuinka paljon materiaa,
kuinka paljon kamaa klusterissa oli.
Silloin asiat muuttuivat oudoiksi,
koska galaksit liikkuivat valtavalla vauhdilla.
Vetovoiman lujuus, joka tarvittiin -
pitämään nämä kiitävät galaksit klusterissa,
vaati paljon enemmän massaa kuin hän näki.
Eikä kyse ollut pienestä erosta.
Hän tarvitsi noin sata kertaa enemmän massaa -
kuin havaittiin.
Zwicky kutsui tätä salaperäistä massaa Dunkle Materieksi, pimeäksi aineeksi.
Tässä oli vahva ehdokas maailmankaikkeuden puuttuvaksi massaksi.
Mutta tietääkseen, veikö se universumin yli vai alle kriittisen tiheyden,
heidän täytyi ratkaista yksi suuri ongelma.
Miten tutkia jotain, kun ei ole tunnettua tapaa havaita sitä?
JODRELL BANKIN OBSERVATORIO: MACCLESFIELD
Vastaus tulisi täällä Jodrell Bankin observatoriossa -
tehdyn löydön ansiosta.
Tämä valtava lautanen on Bernard Lovellin radioteleskooppi,
ja vuonna 1973 se huomasi jotain ennennäkemätöntä.
Siihen aikaan se tutki hyvin kaukaisia, hyvin kirkkaita kappaleita,
kvasaareita.
Kesken tutkimuksen he huomasivat jotain hyvin epätavallista.
Olen tullut tänne tänään katsomaan uudestaan heidän näkemäänsä.
Tällä kertaa emme käytä vain Jordellin teleskooppeja -
vaan radioteleskooppeja ympäri maata.
Olemme Jodrell Bankin ohjaushuoneessa.
Mukava näköala Lovellin teleskooppiin.
Näissä näytöissä -
näemme reaaliaikaista dataa useista teleskoopeista.
Yksi niistä, Mark 2, on radioteleskooppi täällä Jodrell Bankissa,
mutta loput ovat ympäri maata.
Kaikki on yhdistetty optisella kuidulla tähän keskustietokoneeseen.
Asian ydin on se, että mitä pidempään havainnoi kohdetta,
sitä parempilaatuisen kuvan saa,
ja yli 50 tunnin havainnoinnin jälkeen tämä on se, mitä he näkevät.
Tämä on sama kuva kuin nähtiin 40 vuotta sitten.
Se näyttää kaksi kirkasta pistettä, kaksi kvasaaria.
Se ei ollut ensimmäinen kerta, kun kvasaareja oli nähty,
mutta ehdottomasti ensimmäinen kerta, kun ne oli nähty niin lähellä toisiaan,
aivan kuin ne olisivat pari.
Pari jotain uutta.
He alkoivat kerätä niistä mahdollisimman paljon tietoa,
mukaan lukien niiden spektrit,
niiden valossa sijaitseva ainutlaatuinen sormenjälki.
Tässä ovat kahden kvasaarin spektrit.
Jopa ensisilmäyksellä ne näyttävät varsin samanlaisilta.
Ne ovat paljon enemmän kuin vain varsin samanlaisia.
Kun ne mitattiin ensi kertaa, nähtiin, että molemmat olivat punasiirtyneet -
pidempiin aallonpituuksiin täsmälleen saman verran.
Katso näitä emissiopiikkejä tässä.
Ne ovat molemmat täysin samoilla aallonpituuksilla.
Spektrit olivat niin samanlaiset, että he luulivat tehneensä virheen,
että he olivat katsoneet samaa kohdetta kaksi kertaa.
Mutta eivät he olleet.
Se jätti vain yhden mahdollisuuden.
Se, mitä he luulivat kahdeksi eri kvasaariksi,
olikin vain yksi kvasaari,
joka oli jotenkin jakautunut kahdeksi kuvaksi,
tähtitieteellistä kahtena näkemistä.
Oli teoria, joka saattoi selittää tämän,
outo efekti, jonka Albert Einstein ennusti,
gravitaatiolinssi.
Jos tämän linssin läpi katsoo,
näkee kaiken sen takana vääntyneenä outoihin muotoihin.
Tämä merkillinen efekti -
johtuu siitä, että kun valo kulkee lasin eri paksuuden läpi,
se taipuu tuottaen vääntyneen kuvan.
Einstein sanoi, että materia myös vääntyy avaruudessa -
muuttaen itse maailmankaikkeuden kudoksen muotoa.
Siispä kun valo kulkee avaruuden alueiden läpi,
joissa on suuria pitoisuuksia materiaa,
se taipuu aivan kuin kulkiessaan tämän linssin lasin läpi -
ja tuottaa samanlaisen visuaalisen tempun.
Valon taipumisen määrä -
riippuu sitä, kuinka paljon avaruus taipuu,
ja se riippuu massan määrästä.
Kvasaarien ja teleskooppien välissä täytyi olla valtava määrä massaa,
joka taivutti valoa niin paljon, että kuvat jakautuivat -
saaden yhden kvasaarin näyttämään kahdelta.
Tässä on syyllinen, tai ainakin osa sitä.
Tämä tahra on vain yksi galaksi galaksien klusterissa,
joka on meidän ja kaukaisen kvasaarin välissä.
Se ei siis ole vain vähän massaa,
vaan satoja galakseja, joissa jokaisessa on miljardeja tähtiä.
Yhdessä ne taivuttavat kvasaarin valoa -
antaen meille kaksoiskuvan.
Ja se kaksoiskuva oli ratkaisevan tärkeä pimeän aineen tutkimisessa.
Edes kaikki massa ja materia galaksiklusterissa -
ei riittänyt taivuttamaan valoa niin paljon.
Siihen tarvittiin Zwickyn salaperäistä ja näkymätöntä pimeää ainetta,
ja tarkasti analysoimalla, kuinka paljon valo vääristyi,
voitiin paljastaa, missä pimeä aine oli.
Saadaan tämä, kartta.
Keskellä on galaksiklusterin normaalia materiaa,
mutta sen ympärillä ulottuen paljon kauemmaksi,
tässä punaiseksi värjättynä, on pimeää ainetta.
Katso, kuinka laajalle se leviää.
Se kutistaa täysin galaksiklusterin normaalin materian.
Zwickyn salaperäinen ja näkymätön materia paljasti kosmisen optisen illuusion.
Se ei pystynyt paljastamaan, mitä pimeä aine oli,
mutta sen kartoittaminen näin, kuten Jordell yhä tekee tänäkin päivänä,
antoi kuvan siitä, kuinka paljon sitä oli,
ja sitä näytti olevan paljon enemmän kuin normaalia materiaa.
Mutta riittikö se viemään universumin yli kriittisen tiheyden?
Vaikka näytti olevan paljon enemmän pimeää ainetta kuin normaalia materiaa,
se vaikutti silti jättävän universumin reilusti alle kriittisen tiheyden.
Mutta tämä oli yhä kaukana tarinan lopusta.
Pimeän aineen löytäminen -
oli yllättänyt tiedeyhteisön täysin.
Maailmankaikkeuden läheisyyden kriittiseen tiheyteen selvittäminen -
sai aikaan enemmän mysteereitä kuin vastauksia.
TÄHTITIETEELLINEN OBSERVATORIO: LA PALMA
Järkyttävä uusi löytö,
joka aluksi lupasi vihdoin paljastaa maailmankaikkeuden kohtalon,
syöksikin fysiikan kriisiin.
Nämä teleskoopit olivat 1990-luvulla osa kansainvälistä projektia,
jossa yritettiin lopulta paljastaa maailmankaikkeuden kohtalo.
He käyttivät uutta tekniikkaa tutkiakseen jälleen kerran,
miten maailmankaikkeuden laajeneminen oli muuttunut ajan kuluessa.
Olen tullut käyttämään tätä teleskooppia, GTC: tä,
katsoakseni kappaletta, joka oli noiden tutkimusten ytimessä.
Tämä valtava teleskooppi, jonka takana näet valtavan peilin,
katsoo lähemmin supernovaa,
tähden räjähtävää kuolemaa.
Näistä kaukaisista eeppisistä tapahtumista meidät saavuttava valo -
olisi avain selvittämään, miten universumi laajeni menneisyydessä,
mikä vuorostaan paljastaisi, miten se tapahtuisi tulevaisuudessa.
Laajentumisen mittaamiseksi -
tutkijat olivat kiinnostuneita erityisen tyyppisestä supernovasta.
Tämän iltainen kohteemme on saman luokan supernova kuin mitä he etsivät,
tyyppiä Ia.
Ia-tyypin supernovasta teki niin hyödyllisen se,
että räjähtäessään ne -
muodostivat uskomattoman kirkkaan valopiikin.
Hetken ajan tähti loisti kirkkaampana kuin sen koko galaksi.
Sen lisäksi ne antoivat aina -
lähes täsmälleen saman kirkkaustason.
Tämä tarkoitti, että he pystyivät näkemään ne -
pitkiltä etäisyyksiltä kaukaisissa galakseissa,
mutta he pystyivät myös määrittelemään tarkan etäisyyden.
Jos he siis löytäisivät niitä riittävästi,
he saisivat näytteitä maailmankaikkeuden olosuhteista -
laajasta valikoimasta etäisyyksiä ja aikoja.
Tänä iltana tähtitieteilijä David Álvarez -
on keskittynyt äskettäin löydettyyn Ia-tyypin supernovaan.
David, tämä on hyvin jännittävää. Onko sinulla supernova?
Tämä on supernovan kuva.
- Tuo tuossako? - Se siinä.
Voitko zoomata siihen lainkaan?
Voimme zoomata tähän, ja voit nähdä kirkkaan pisteen.
Onko loput siitä galaksia?
Loput näkyvästä valosta on supernovan galaksi.
Tuo on uskomatonta.
Tässä on galaksi, jossa on satoja miljardeja tähtiä,
mutta tämä räjähtävä tähti, tämä supernova, loistaa kirkkaampana -
kuin loppugalaksi.
Tiedätkö, kuinka kaukana tämä supernova on?
Oletko mitannut etäisyyden?
Kyllä. Supernova on noin kahdeksan miljardin valovuoden päässä.
Etäisyyden lisäksi -
supernovan spektri on myös ratkaiseva.
Tähtitieteilijät tarvitsivat valon spektriä,
koska se antoi heille punasiirtymän.
Valon matkatessa kaukaisesta supernovasta maahan -
maailmankaikkeus laajenee.
Avaruus, jonka läpi valo kulkee, venyy,
joten valo itsekin venyy.
Sen aallonpituus kasvaa.
Jos se lähtee supernovasta tietyllä aallonpituudella,
tietyn värisenä,
kun se saapuu teleskooppiimme,
se on pidemmällä aallonpituudella.
Se on siirtynyt spektrin punaista päätä kohti, siksi punasiirtymä.
Tieto valon punasiirtymästä -
kertoo meille, kuinka paljon avaruus on laajentunut siinä ajassa.
Tavallaan se antaa mitan siitä, kuinka suureksi universumi on tullut.
Tämän takia punasiirtymän mittaaminen suuremmilla etäisyyksillä,
käytännössä kauempana ajassa,
voisi luoda lyhennetyn historian siitä,
miten maailmankaikkeuden laajentuminen muuttui.
Tähtitieteilijät olivat vakuuttuneita, että vetovoiman oli pakko -
vähintään hidastaa laajenemista.
Kysymys kuului, kuinka paljon.
Merkitsemällä etäisyyden -
punasiirtymän mittaaman laajenemisen kanssa -
he pystyivät vihdoin vastamaan siihen kysymykseen.
Jos kuvittelemme, että universumi on laajentunut samalla vauhdilla,
nykyisellä vauhdilla, koko historiansa ajan,
saisin hyvin yksinkertaisen viivan.
Tähtitieteilijät tiesivät, että tämä oli väärin,
koska vetovoima jarruttaa laajenemista.
Maailmankaikkeuden laajenemisen pitäisi siis hidastua,
ja jos se laajenee hitaammin nyt,
sen olisi pitänyt laajentua nopeammin menneisyydessä.
Avaruuden suurempi laajeneminen tarkoittaisi suurempaa punasiirtymää.
Mitä se tarkoittaa supernovallemme?
Tiedämme, että se oli kahdeksan miljardin valovuoden päässä,
joten tiedämme, ettei se osuisi täsmälleen tälle viivalle,
joka vastaa 0,49:n punasiirtymää.
Sen pitäisi osua jonnekin tänne, ehkä yli 0,5:n punasiirtymällä.
Se tarkoittaa, että käyrän pitäisi kaartua alas tällä tavalla.
Tietenkin käyrän tarkka muoto -
kertoisi heille, kuinka paljon -
vetovoima hidastaa maailmankaikkeuden laajenemista,
ja se kertoisi heille maailmankaikkeuden kohtalon.
Onko spektri nyt valmiina?
Kyllä on.
Tuon sen näytölle.
Tuo antaa punasiirtymän määrän.
Mitä mittasit sen olevan tässä?
Tässä tapauksessa mittasimme 0,47.
0,47?
Se laittaa sen viivan tälle puolelle.
Se ei siis olekaan suurempi punasiirtymä vaan pienempi.
Tämä on kiehtovaa, koska he näkivät täsmälleen saman,
etteivät punasiirtymät olleet suurempia vaan pienempiä.
He näkivät tämän kerta toisensa jälkeen, ja siihen olisi vain yksi selitys.
Pienempi punasiirtymä tarkoittaa, että maailmankaikkeus on laajentunut -
hitaammin ennen kuin nykyään.
Toisin sanoen hidastumisen sijaan -
maailmankaikkeuden laajenemisnopeus kiihtyy.
Mitä enemmän supernovia merkittiin, sitä selkeämmäksi kuva tuli.
Ensimmäiset miljardit vuodet alkuräjähdyksen jälkeen -
näytti siltä kuin laajenemisnopeus olisi hidastunut odotetusti.
Mutta sitten se muuttui,
ja laajenemisvauhti alkoi kiihtyä.
On vaikea painottaa, millainen järkytys tämä oli.
Siihen aikaan kaikki tiesivät,
että maailmankaikkeuden laajenemisen täytyi hidastua.
Ei ollut selvää, hidastuisiko se riittävästi pysähtyäkseen -
ja sitten romahtaakseen,
mutta sen täytyi hidastua.
Vetovoiman täytyi tehdä työnsä ja jarruttaa,
mutta se ei tehnyt sitä.
Noin kuusi miljardia vuotta sitten laajeneminen alkoi kiihtyä.
Selkeästi oli jokin uusi ja odottamaton asia -
meneillään universumissa.
Jotain, mihin tieteellä ei ollut vastausta.
Jotain, joka sai maailmankaikkeuden laajenemisen nopeutumaan.
Vaihtoehtoisen termin puuttuessa se tuli tunnetuksi pimeänä energiana.
Parhaiden arvioiden mukaan -
pimeä energia kattaa 70 % maailmankaikkeudesta.
Se tarkoittaa, ettei maailmankaikkeus romahda ja lopu isoon rysäykseen.
Sen sijaan pimeä energia, eikä vetovoima,
määrittelee maailmankaikkeuden lopullisen kohtalon.
Pimeä energia työntää maailmankaikkeuden erilleen.
Se ei jatka tasaista laajenemista ikuisesti.
Pimeä energia pakottaa universumin hajaantumaan kiihtyvällä vauhdilla.
Galaksit joutuvat niin kauas erilleen,
ettei valo pysty kulkemaan niiden välillä.
Jokainen päätyy -
itsenäiseksi tähtien saarekkeeksi yksinään kosmokseen.
Siitä voi tulla jopa niin äärimmäistä,
että itse galaksitkin repeytyvät kappaleiksi -
jättäen yksittäisiä tähtiä yksin mustaan tyhjyyteen.
Toisaalta ehkä ei.
Pimeän energian vaikutukset ilmestyivät yllättäen -
kuudesta seitsemään miljardia vuotta sitten.
Kuka voi sanoa, miten se käyttäytyy tulevaisuudessa?
Se voi kuulostaa oudolta,
mutta pimeän energian löydyttyä mikään ei ole varmaa.
On vaikea painottaa, kuinka vähän tiedämme pimeästä energiasta.
Sillä on nimi, mutta siinä se melkein on.
Emme tiedä, mistä se muodostuu, miksi se työntää universumia erilleen,
ja ratkaisevimpana, miten se käyttäytyy tulevaisuudessa.
Se jättää suuren aukon käsitykseemme maailmankaikkeudesta -
ja sen lopulliseen kohtaloon.
Pimeä energia voi yksinkertaisesti olla osa maailmankaikkeutta -
sisäänrakennettuna sen toimintaan.
Tai se voi osoittaa perustavaa laatua olevan ongelman -
tärkeimmissä ja luotetuimmissa tieteellisissä teorioissamme,
niissä, jotka ovat sen ytimessä,
miten käsitämme maailman toimivan.
Universumin päättymisen tapa alkoi suurena tähtitieteellisenä haasteena,
mutta universumin kohtalosta on tullut enemmän kuin vain akateeminen kysymys.
Tämän oudon, salaperäisen energian löytyminen,
jos se sitä on,
joka uhmaa nykyistä käsitystä,
on levinnyt perusfysiikan ytimeen.
Vastauksen löytämisellä siihen, miten maailmankaikkeus päättyy,
voi olla syvällisiä vaikutuksia siihen, miten ymmärrämme maailmamme.
Käännös: Jari Vikström