Les observations de supernovae déduisent l'accélération cosmique en mesurant le taux d'expansion de l'univers.La mesure de l'énergie sombre est l'effort visant à quantifier la force mystérieuse qui accélère l'expansion de l'univers. Cela se fait principalement en observant des supernovae de type Ia lointaines, qui servent de chandelles standard car leur luminosité intrinsèque est remarquablement constante. En comparant leur luminosité apparente à leur décalage vers le rouge, les astronomes peuvent déterminer comment le taux d'expansion a changé au fil du temps cosmique. Ces observations ont révélé en 1998 que l'expansion ne ralentit pas comme le dicterait la gravité, mais qu'elle s'accélère, ce qui implique l'existence d'une énergie répulsive désormais appelée énergie sombre.
La découverte de l'accélération cosmique à partir des observations de supernovae a été annoncée en 1998 par deux équipes indépendantes, dirigées par Saul Perlmutter et par Brian Schmidt et Adam Riess, qui ont ensuite partagé le prix Nobel de physique en 2011.
Les supernovae de type Ia sont des explosions thermonucléaires de naines blanches qui atteignent une luminosité maximale presque uniforme. Lorsqu'une telle supernova est détectée, les astronomes mesurent son décalage vers le rouge (la mesure dans laquelle sa lumière a été étirée par l'expansion cosmique) et sa luminosité apparente. La distance est déduite de la luminosité, et le décalage vers le rouge donne le facteur d'expansion. En traçant la distance en fonction du décalage vers le rouge pour de nombreuses supernovae à différentes distances, on révèle l'histoire du taux d'expansion. Les relevés modernes comme DESI utilisent également les oscillations acoustiques des baryons et d'autres sondes pour recouper ces mesures et cartographier l'évolution de l'énergie sombre au fil du temps.
Les mesures de l'énergie sombre sont essentielles pour déterminer le destin ultime de l'univers et pour tester les théories de la gravité, et elles guident la conception des télescopes spatiaux de nouvelle génération comme Euclid et le télescope spatial Nancy Grace Roman.
On estime que l'énergie sombre constitue environ 68 % du contenu énergétique total de l'univers, mais sa nature physique reste l'un des plus grands problèmes non résolus de la physique.
| P | variable | Power — puissance watt |
| N | variable | Number of atoms — nombre de particules |
| Om | variable | Om diagnostic value — om diagnostic |
| z | variable | Redshift — décalage vers le rouge |
| H | variable | Hubble parameter at redshift z — hubble parameter kilometre per second per megaparsec |
| H_0 | variable | Hubble constant at present epoch — constante de Hubble kilometre per second per megaparsec |
| w | variable | Equation of state parameter of dark energy — paramètre d'équation d'état |
| Ω_DE | variable | Density parameter of dark energy — density parameter |
| lambda_FS | variable | free streaming length — free streaming length metre |
| m_hm | variable | half-mode mass of dark matter — half mode mass kilogram |
| propto | opérateur | is proportional to — proportionnalité |
