
English: 
The idea that the
fate of our universe
is governed by forces
that we can see
was abandoned with the
discovery of dark matter.
However, we now know that
the evolution of our universe
is driven by something even
more mysterious-- dark energy.
[MUSIC PLAYING]
In the last two
episodes, we talked
about how the fate
of the universe
can be described using
Einstein's general theory
of relativity via the
Friedmann equations.
However, there was a problem.
Observations show that
out universe is infinitely
expanding.
But it's also
geometrically flat.
And this is only
allowed if we introduce
a new type of energy represented
by the cosmological constant.
We call it dark energy.
But what does this dark
energy thing actually do?
The answer comes
from another piece
of evidence of its
existence, which itself
came from an independent
attempt to determine

Bulgarian: 
 
Идеята, че съдбата на Вселената
се управлява от видими сили,
бе изоставена с откритието на тъмната материя.
Сега знаем, че еволюцията на Вселената
се влияе от нещо още по-загадъчно –
тъмната енергия.
[МУЗИКА]
ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЕТО
В предишните два епизода говорихме за това
как съдбата на Вселената
може да се опише с помощта на ОТО
на Айнщайн чрез уравненията на Фридман.
Но има проблем.
Наблюденията показват,
че Вселената се разширява вечно.
Но освен това е и плоска.
А това е възможно само, ако въведем
нов вид енергия, представена
от космологичната константа.
Наричаме я „тъмна енергия“.
Но какво всъщност прави тъмната енергия?
Отговорът идва от друго доказателство
за съществуването ѝ.
Което от своя страна произлиза от
независим опит за определянето

Bulgarian: 
дали Вселената ще колапсира обратно.
Измервайки плътността на Вселената
е единият начин за определянето на съдбата ѝ,
защото бъдещето разширяване
зависи от плътността.
Но така зависи и досегашното разширяване.
Всъщност историята на разширяването
ще ни покаже и бъдещето му,
дори и без да вземем предвид галактиките.
Тази история е скрита във всеки фотон,
който идва от дълбините на Вселената
и достига телескопите ни.
Когато пространството се разширява,
то разтегля светлината,
която пътува през него.
Разширяването увеличава дължината на
електромагнитните вълни,
в резултат на което наблюдаваме „червено отместване“. Космологично червено отместване.
Ако знаем колко време е пътувал даден фотон
през разширяващото се пространство,
то червеното отместване на фотона
ще ни покаже сумарното разширяване,
което се е случило през това време.
Но как да определим времето
на пътуване на светлината?

English: 
whether the universe
would recollapse.
See, measuring the
density of the universe
is one way to determine its fate
because the future expansion
rate does depend on density.
However, so does is its
past expansion history.
In fact, measuring the
past expansion history
should tell us the
future expansion
without ever having
to count any galaxies.
That history is coded
in every photon of light
that reaches our telescopes
from the distant universe.
See, as space expands, it
stretches out the light
that is traveling through it.
During that expansion, it
increases the wavelength
of these electromagnetic
waves, resulting
in what we see as redshift,
cosmological redshift.
If we also know how long a
given photon was traveling
through that expanding
universe, then its redshift
tells us the total
amount of expansion
that happened during that time.
But how do we figure
out how much time
the light traveled for?
Well, we know the
speed of light.

Bulgarian: 
Знаем скоростта ѝ, значи трябва да определим пропътуваното разстояние,
реалното физическо пространство,
преминато от фотона, за да ни достигне.
За да определим историята
на разширяването на Вселената,
трябва да измерим връзката между
червено отместване и разстояние.
Разгледахме връзката подробно в този епизод.
Но нали червеното отместване
показва разстоянието?
Да, в известен смисъл, но само ако
има връзка между него и разстоянието.
Червеното отместване е количеството разширяване на Вселената
по време на пътуването на фотона,
а разстоянието е количеството пространство,
пропътувано от фотона.
Двете са свързани с историята
на разширяването на Вселената.
Измервайки много отмествания и разстояния
по независим способ,
ще получим тази история.
Няма проблеми.
Продто да измерим отместванията и разстоянията до много неща в пространството.
Чакайте малко.
Въпреки, че не е трудно
да измерим червеното отместване,
разстоянието е една от най-трудните величини

English: 
So we need to figure
out how far it traveled,
the actual physical amount
of space the photon had
to traverse to get to us.
To measure the expansion
history of the universe,
we need to measure the
redshift-distance relationship.
We talk about that in
detail in this episode.
But wait-- doesn't
redshift tell us distance?
Well, sort of but
only if we assume
a redshift-distance
relationship.
Redshift is the amount the
universe expanded during
a photon's journey, and distance
is the amount of physical space
it travelled through.
And the two are connected by the
universe's expansion history.
Measuring many different
redshifts and distances
independently of
each other tells us
that expansion history.
No problem.
Just measure redshifts and
distances for a bunch of things
out there in space.
Well, not so fast.
Although it's not so
hard to measure redshift,
distance is one of
the hardest things

English: 
to get in astronomy, especially
for things so far away
that the universe will
have expanded significantly
in the time it took their
light to reach us-- so billions
of light years distant.
You know what would
be really handy?
If something else happened
to that traveling light that
independently kept track of
the distance it travelled.
Oh, wait.
There is.
Far away things are
fainter than nearby things.
We just need some
source of light
out there whose true,
intrinsic brightness is known.
That way, we can
figure out how far away
it is just by seeing how
faint it looks to us.
We call such a magical source
of light a standard candle,
and we kind of got lucky there.
There's a very special
type of supernova
that's both spectacularly
bright and for which
we can figure out very
accurate intrinsic brightnesses
or luminosities.
It's a type Ia or
white dwarf supernova.
Take a white dwarf, the leftover
core of a dead, low-mass star

Bulgarian: 
в астрономията, особено
за толкова отдалечени обекти,
за които разширяването би било осезателно
за времето на пътуване на светлината им до нас –
отдалечени на милиарди светлинни години.
Знаете ли какво би било полезно?
Ако нещо друго
се е случило на тази светлина, така че
да е отбелязало по независим
начин пропътуваното разстояние.
Момент.
Има такова нещо.
Далечните обекти са по-бледи от близките.
Трябва ни само някакъв светлинен източник,
чиято истинска, абсолютна яркост ни е известна.
По този начин може да разберем колко далеч
е обектът по това колко светлината му е отслабена.
Наричаме такива вълшебни светлинни източници „стандартни свещи“.
Тук имаме късмет.
Има един вид супернови,
които са много ярки и същевременно
с много добре определима
абсолютна яркост, светимост.
Това е супернова от тип Ia
или супернова от бяло джудже.
Вземете бяло джудже, остатък от ядрото
на мъртва звезда с неголяма маса,

English: 
like our sun, and
let it cannibalize
some of the material
from a binary companion.
When the star reaches
a critical mass,
a runaway fusion
reaction obliterates
the star as a supernova.
These things explode with
very similar and very high
luminosities, so they're
the perfect standard candle.
OK, so here's the
experiment-- watch stars
explode across the cosmos.
When you catch a
white dwarf supernova,
you know its distance
and redshift.
Hypothetically, if the
redshift for a given distance
turns out to be
on the large side,
then that would
mean the universe
expanded a lot during the
corresponding light travel
time.
Now, that actually points
to a more dense universe.
Why?
Because if the
redshifts are large,
then the universe was
expanding much faster
in the past, which
means something
would have had to slow it
down to its current rate.

Bulgarian: 
като нашето Слънце, и го оставете да поглъща
материя от звезда-спътник в двойна система.
Щом джуджето достигне критична маса,
настъпва неконтролируем ядрен синтез
и то експлодира в супернова.
Тези звезди избухват
с много сходни и много високи
светимости и са идеалните стандартни свещи.
Ето и експеримента: наблюдавайте звездите
как експлодират из космоса.
Щом намерите супернова от тип Ia,
ще знаете разстоянието до нея
и червеното ѝ отместване.
Ако червеното отместване
за дадено разстояние е голямо,
то Вселената се е разширила много
за периода на пътуване на светлината.
Това всъчност означава по-плътна Вселена.
Защо?
Защото, ако отместванията са големи,
то Вселената се е разширила много по-бързо
в миналото, което означава,
че нещо е забавило разширяването
до днешната му стойност.

Bulgarian: 
Това нещо би било висока
плътност на материята и енергията,
плътност която би причинила обратен
колапс на Вселената в бъдеще.
И така, ако имаме по-бързо
разширяваща се Вселена в миналото,
то гравитацията ѝ я е забавила между тогава и сега.
От друга страна, ако отместването
за дадено разстояние е по-малко,
то Вселената се е разширила по-малко
за времето на пътуване на фотона.
И по-ниска плътност би била небходима
за обясняването на забавянето
на разширяването на Вселената
до днешната му стойност.
Най-ниски червени отмествания би имало,
ако Вселената винаги се
е разширявала с днешния темп.
Ако почти няма материя, за да я забави.
Такава Вселена би се разширявала вечно.
Може да обърнем логиката и да кажем,
че при дадено червено отместване
очакваме по-ярки, т.е. по-близки, супернови,
в по-плътна, колапсираща Вселена.

English: 
That something would
be a high-mass energy
content that could in the
future cause it to recollapse.
So measuring a rapidly-expanding
universe in the past
points to it having
had its gravity
brakes on between then and now.
On the other hand, if the
redshift at a given distance
turned out to be
on the small side,
that would mean that the
universe expanded less
while that photon was traveling.
And so a lower density
of matter would
be needed to explain how
the universe slowed down
to the current
rate of expansion.
The smallest
redshifts you'd expect
would be if the
universe has always
been expanding at the rate we
see now, so almost no matter
slowing the universe down.
Such a universe would
certainly expand forever.
We can also flip this logic and
say that for a given redshift,
we would expect supernovae
to be bright or closer
in a high-density,
recollapsing universe

Bulgarian: 
И по-бледи и далечни в по-разредена,
безкрайно разширяваща се Вселена.
Два различни екипа от астрономи работиха години наред, измервайки супернови от тип Ia
в галактики, отдалечени на милиарди св.г.,
за да измерят историята
на разширяването на Вселената.
Те очаквали това да им покаже дали Вселената
ще се разширява вечно или ще колапсира.
И какво открили?
През 1998 двата екипа оповестиха, че Вселената
се е раширявала по-бавно в миналото,
отколкото сега.
Червените отмествания са прекалено малки.
Или иначе казано, суперновите били по-бледи,
отколкото очакваното,
дори и за Вселена без никаква материя.
Това означава, че скоростта на раширяване
всъщност се е увеличила, ускорила,
докато светлината
на суперновите е пътувала към нас.
Откритието на ускоряващото се раширяване
на Вселената донесе на двата екипа
нобеловата награда за 2011 г.

English: 
and faint or more
distant in a low-density,
infinitely-expanding universe.
Two separate teams
of astronomers
spent years catching white
dwarf supernovae exploding
in galaxies billions
of light years
away to measure
the past expansion
history of the universe.
They thought this would tell
them whether the universe would
expand forever or recollapse.
But what did they see?
In 1998, both teams
announced that the universe
was expanding even slower
in the past than it is now.
The red shifts were way too low.
Or conversely, the
supernovae were fainter
than you'd expect, even
for a universe that
has no matter in it at all.
That means the expansion
rate of the universe
has actually sped
up, accelerated,
while that supernova
light was traveling to us.
This discovery of the
accelerating expansion
of the universe earned both
teams the Nobel Prize in 2011,

Bulgarian: 
и се смята за откриването на тъмната енергия.
Както виждате, това наблюдение стана преди откритието
на необяснимата нулева кривина на Вселената,
за която говорихме миналия път.
Но това ускоряващо се разширяване
може да бъде обяснено от същия параметър,
космологичната константа,
представяща тъмната енергия.
Като добавим космологичната константа
към първото уравнение на Фридман,
ще помирим лявата и дясната му страна.
Освен това, неизменността на този член
означава, че колкото по-голяма е Вселената,
толкова повече тъмна енергия има.
Това ни позволява да интерпретираме космологичната константа
като някакъв вид енергия, присъща на вакуума,
свойство на празното пространство.
И тя трябва накрая да се окаже определяща
за еволюцията на Вселената.
Но защо трябва постоянна енергия на вакуума
да води до ускоряване на разширяването?
Да направим математическа разходка
в далечното бъдеще,
когато галактиките ще са толкова раздалечени,

English: 
and it's considered to be
the discovery of dark energy.
See, this observation actually
came before the discovery
of the inexplicable geometric
flatness of the universe
that we talked about last time.
However, this
accelerating expansion
can be explained with
the same bit of math,
the cosmological constant,
pointing to the same physics,
dark energy.
Add the cosmological constant
to the first Friedmann equation,
and we reconcile the
left and the right side.
But we also see that the
constant nature of this term
means that the
larger the universe,
the more of this stuff there is.
This lets us interpret
the cosmological
constant as representing
a sort of vacuum energy,
a property of space itself.
And it must eventually dominate
the evolution of the universe.
But why should a
constant vacuum energy
cause the universe
to accelerate?
Let's take a mathematical
ride into the far future,
when the galaxies
will be so far away

English: 
that the density of the
universe will be basically zero.
We know that the
universe is flat,
so the curvature is also zero.
For that far-future universe,
we can write the first Friedmann
equation like this.
See?
Expansion will only depend
on the cosmological constant.
So does that mean the
expansion will become constant?
No.
See, it's not the expansion
rate-- the A-dot-- that's
constant in this equation.
A-dot over A will
become a constant.
We also call this
the Hubble Parameter,
and it could be thought
of as the rate at which
the universe doubles in size.
The Hubble Constant is
just the Hubble Parameter
for the present day.
Typically, the Hubble Parameter
becomes lower over time.
But with a positive
cosmological constant,
the universe will eventually
have a constant Hubble
Parameter.
And so we'll have a
constant doubling time.

Bulgarian: 
че плътността на Вселената
ще бъде практически нулева.
Знаем, че такава Вселена е плоска,
така че кривината също е нулева.
За далечното бъдеще първото уравнение на Фридман изглежда така:
Виждате ли?
Разширяването ще зависи единствено
от космологичната константа.
Означава ли това, че разширяването
ще е с постоянна скорост?
Не.
Тук не скоростта на раширяването,
т.е. а-точка, е постоянна,
цялото а-точка върху а е постоянно.
Това се нарича също и параметър на Хъбъл
и може да се разглежда, като времето
за удвояване на Вселената.
Константата на Хъбъл е просто днешната стойност на параметъра на Хъбъл.
Оачкваме параметърът на Хъбъл
да намалява с времето.
Но с положителна космологична константа,
Вселената би достигнала
до постоянен параметър на Хъбъл.
И така ще имаме постоянно време за удвояване.

English: 
That's exponential growth, and
it looks like an accelerating
expansion.
Currently, there's still
enough matter in the universe
to influence the expansion rate,
but we're already at the point
where dark energy dominates.
In fact, the universe has been
accelerating in its expansion
for six billion years or so.
That's what we see in our white
dwarf supernova measurements.
If the cosmological
constant stays constant,
we can expect an exponential
growth to continue.
But will it stay constant?
Could it go down, up?
That all depends on what
this energy of empty space
really is.
For that, we'll need another
episode of "Space Time."
In the last episode,
we talked about how
a general relativistic
description
of the expansion of the
universe requires dark energy.
You guys had some
excellent questions.
Pravar Parekh points
out that we can't really
know that the universe is
flat because we can only

Bulgarian: 
Това означава експоненциално
ускоряващо се разширяване.
Все още във Вселената има достатъчно материя,
която да влияе на разширяването,
но вече наблюдаваме такова,
за което тъмната енергия е определяща.
Всъщност, Вселената се разширява ускорително
от около 6 милиарда години.
Това виждаме от измерванията ни
на суперновите от тип Ia.
Ако космологичната константа остане постоянна,
очакваме експоненциалното
разширяване да продължи.
Но ще се запази ли постоянно?
Ще намалее ли или ще нарасне?
Всичко зависи от това,
какво всъщност е тази енергия на вакуума.
Но за това – в друг епизод на
пространство-времето.
В миналия епизод говорихме за това
как релативисткото описание
на разширяването на Вселената
изисква тъмна енергия.
Вие зададохте прекрасни въпроси.
Pravar Parekh посочва, че не можем наистина
да знаем, че Вселената е плоска,
защото можем единствено

Bulgarian: 
да наблюдаваме малка част от нея.
Това е напълно вярно.
Не можем да премахнем кривината отвъд
най-високата достигната точност,
която към момента е +/- 0,4%
около идеалната плоскост.
Вселената би могла да е с положителна или отрицателна кривина в тези рамки.
Ако е положителна, това означава, че крайна
но много, много голяма Вселена с обем
поне 250 пъти по-голям от наблюдаемата Вселена.
Говорим за това в този епизод.
Но кривината, необходима за да може
първото уравнение на Фридман
да е в съгласие с равновесието между разширяване
и плътност е много, много по-висока,
отколкото наблюдаваната.
Излиза, че дори и по-голямата
Вселена да е закривена,
пак имаме нужда от тъмната енергия.
Yeshwanth Vejendla иска да знае
как може да сме сигурни в измерването на плътността на толкова огромна Вселена.
Вселената има едно удобно свойство:
в огромни мащаби е хомогенна,

English: 
see a small part of it.
This is absolutely true.
We can't rule out curvature
below our current best
sensitivity, which at the moment
is 0.4% of perfect flatness.
The universe could be
positively or negatively curved
below that level.
If positively curved,
that would mean a finite
but very, very large greater
universe with a volume
at least 250 times that of
our observable universe.
we talk about that
in this episode.
However, the degree of curvature
required by the first Friedmann
equation to agree with the
balance between expansion
and density is
much, much greater
than our universe exhibits.
Even if the greater
universe is curved,
we still need dark energy.
Yeshwanth Vejendla
would like to know
how we can possibly
measure the density of such
a huge universe.
So the handy thing
about a universe
that's smooth on
its larger scales

English: 
is you don't have to measure
the density of the whole thing,
just of enough
representative patches of it.
Our galaxy surveys
have worked for decades
to measure
brightnesses, redshifts,
stellar compositions, and more
of many millions of galaxies.
And even then, they don't cover
the entire observable universe.
However, they do sample a
large enough fraction of it
to tell us that
matter in the universe
is pretty smoothly distributed.
These surveys don't measure
dark matter content of all
of their galaxy clusters.
But again, we've weighed up the
dark matter in enough of them
to be able to extrapolate.
Thomas Waclav has a reasonable
concern about just adding stuff
to your math until it works.
Thomas, I hear you.
You can't just do that.
William of Ockham
turns in his grave.
But when the theory-- general
relativity, in this case--
is so thoroughly verified
in so many other ways,
and the addition of the
cosmological constant works
so well to describe
the discrepancy,

Bulgarian: 
така няма нужда да
се измери плътността на цялата,
а само на достатъчно много 
представителни области.
От десетилетия правим измервания
на яркости, червени отмествания,
състав на звездите и др. в милиони галактики.
И дори те не покриват цялата наблюдаема Вселена.
Но са достатъчно представителна извадка,
за да кажем, че  материята в цялата Вселена.
е доста хомогенно разпределена.
Тези изследвания не измерват тъмната материя
на галактическите купове,
но все пак сме иамерили тъмната материя в достаъчно много,
за да можем да екстраполираме.
Thomas Waclav и притеснен от това, как добавяме неща в уравненията,
докато не проработят.
Разбирам те, Томас.
Така не е редно
и Уилям Окам се върти в гроба си,
но когато теорията, в този случай ОТО,
е толкова добре потвърдена
по множество различни начини,
а и добавянето на космологичната константа
толкова добре поправя несъответствията,

Bulgarian: 
то е най-вероятно тази добавка
описва нещо реално.
Както видяхме днес, космологичната константа
разрешава два големи проблема.
Така че, в известен смисъл е подходящо,
дори и да не знаем истинската ѝ причина,
и дали наистина е константа.
Austin Pinheiro иска да знае, дали PBS
не означава „филия с фъстъчено масло“,
просто ей така.
Спокойно, Остин,
Хората непрекъснато си мислят за глупости. Благодарим ти,
че беше честен за силата на доказателствата
зад обосновката на твоите вярвания.
[МУЗИКА]
ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЕТО

English: 
it's strongly suggested
this addition describes
something real.
As we saw today, the
cosmological constant
solves two measure
discrepancies.
So at some level,
it's right, even
if we don't know what causes it
or whether it's truly constant.
Austin Pinheiro likes
to think that PBS
stands for peanut
butter sandwich
for no apparent reason.
Don't sweat it, Austin.
People think silly
things all the time.
Thanks to you for being
honest about the strength
of the evidence behind
your belief structure.
[MUSIC PLAYING]
