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.