Gdy patrzymy na nocne niebo, jesteśmy zdumieni jego ogromem. Lecz jak będzie ono wyglądało za kilka miliardów lat? Naukowcy zwani kosmologami zastanawiają się nad tym pytaniem. Koniec wszechświata jest uzależniony od jego zawartości. Ponad 100 lat temu Einstein sformułował Ogólną Teorię Względności, która pomaga zrozumieć związek między zawartością wszechświata a jego kształtem. Powierzchnia wszechświata może być zakrzywiona na wzór kuli. Taki wszechświat nazwiemy zamkniętym lub o krzywiźnie dodatniej. Może mieć kształt siodła. Nazwiemy go otwartym lub o krzywiźnie ujemnej. Może też być płaski. Kształt wszechświata decyduje o jego życiu i śmierci. Wiemy, że wszechświat jest prawie płaski. Lecz części składowe wszechświata mogą wpłynąć na jego los. Możemy przewidzieć jak wszechświat się zmieni, mierząc aktualne wartości gęstości energii jego poszczególnych komponentów. Z czego zatem składa się wszechświat? Tworzą go wszystkie rzeczy, które widzimy, jak gwiazdy, chmury gazu i planety. Są to przykłady materii zwyczajnej lub barionowej. Choć widzimy je wszędzie dookoła, ich całkowita gęstość energii jest bardzo mała, około 5% całkowitej energii wszechświata. Przejdźmy do pozostałych 95%. Niecałe 27% pozostałej gęstości energii wszechświata stanowi tak zwana ciemna materia. Ciemna materia bardzo słabo oddziałuje ze światłem, przez co nie odbija go i nie świeci tak jak robią to gwiazdy czy planety, lecz poza tym zachowuje się jak normalna materia, przyciąga grawitacyjnie obiekty. Ciemną materię możemy wykryć obserwując jak wpływa grawitacyjnie na orbitujące obiekty i jak zakrzywia światło w zakrzywionej czasoprzestrzeni. Nie odkryliśmy jeszcze cząstki ciemnej materii, ale szukają jej naukowcy na całym świecie i badają wpływ ciemnej materii na wszechświat. Nadal jednak nie mamy 100%. Pozostałe 68% gęstości energii wszechświata stanowi ciemna energia, jeszcze bardziej tajemnicza niż ciemna materia Ciemna energia zachowuje się inaczej niż znane substancje i działa jak antygrawitacja. Jej ciśnienie grawitacyjne jest inne niż zwykłej i ciemnej materii. Wszechświat powinien się kurczyć pod wpływem przyciągania grawitacyjnego, lecz zamiast tego rozszerza się w coraz szybszym tempie. Ciemna energia często interpretowana jest jako stała kosmologiczna. Oznacza to, że ciemna energia rośnie wraz z objętością wszechświata, a jej gęstość energii pozostaje stała. Gdy wszechświat się rozszerza, jak robi to obecnie, wzrasta ilość ciemnej energii. Jednak ciemna materia i materia barionowa nie rosną wraz ze wszechświatem i stają się bardziej rozrzedzzone. Ponieważ ciemna energia jest stałą kosmologiczną, ciemna energia zdominuje wszechświat, który oziębi się i będzie się coraz szybciej rozszerzać. Kiedyś wyczerpią się zapasy gazu, z którego powstają gwiazdy, a gwiazdom skończy się paliwo i zgasną, zostawiając wszechświat pełen czarnych dziur. Z biegiem czasu nawet czarne dziury wyparują, a wszechświat stanie się zimny i pusty. Nazywamy to śmiercią cieplną wszechświata. Mimo przygnębiającej prognozy życia we wszechświecie, który dobiegnie końca zimny i pozbawiony życia, ostateczny los wszechświata stanowi piękną symetrię z jego wybuchowym początkiem. Ostatni etap akceleracji wszechświata nazywamy fazą de Sittera, od nazwiska holenderskiego matematyka, Willema de Sittera. Uważa się też, że wszechświat przeszedł już raz fazę de Sittera w początkowym okresie istnienia. Ten wczesny okres nazywamy inflacją, kiedy tuż po Wielkim Wybuchu wszechświat błyskawicznie się rozszerzał przez krótki czas. Zatem wszechświat zakończy się tak samo, jak się rozpoczął, fazą akceleracji. Żyjemy w wyjątkowym okresie życia wszechświata. Możemy go poznać, stać się świadkami historii rozgrywającej się na niebie przed naszymi oczami.