Тёмная энергия — это загадочная сила, ускоряющая расширение Вселенной, о существовании которой судят по космологическим наблюдениям.Тёмная энергия — гипотетический вид энергии, равномерно распределённый по космосу и проявляющий отрицательное давление. Именно она, преодолевая гравитационное притяжение, ускоряет разлёт галактик, что подтверждено наблюдениями 1998 года. В отличие от обычного вещества и тёмной материи, тёмная энергия не скучивается, а остаётся всюду одинаковой плотности, действуя как всемирное отталкивание.
В 1917 году Альберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную Λ в свои уравнения, чтобы получить статическую модель Вселенной. После открытия Эдвина Хаббла в 1929 году, показавшего, что Вселенная расширяется, Эйнштейн отказался от Λ, назвав её «величайшей ошибкой». Однако в 1998 году две независимые группы, Supernova Cosmology Project и High-Z Supernova Search Team, анализируя яркость далёких сверхновых типа Ia, пришли к выводу, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Это означало, что Λ или нечто подобное всё же существует, и привело к современному пониманию тёмной энергии.
В общей теории относительности действие тёмной энергии часто моделируется космологической постоянной Λ, входящей в уравнение Эйнштейна Gμν + Λgμν = (8πG/c⁴)Tμν. Эффективно Λ эквивалентна идеальной жидкости с давлением p = -ρc², где ρ — плотность энергии. Такое отрицательное давление приводит к гравитационному отталкиванию. Согласно второму уравнению Фридмана, ускорение масштабного фактора a даётся выражением ä/a = -4πG/3 (ρ + 3p/c²). Для тёмной энергии с p = -ρc² это выражение положительно, что и соответствует ускоренному расширению.
Знание о тёмной энергии позволяет строить прогнозы эволюции Вселенной и уточнять её возраст, а в далёкой перспективе может привести к технологиям использования энергии вакуума.
Тёмная энергия доминирует в энергетическом бюджете Вселенной, составляя почти 70%, но при этом о её физической сути мы знаем меньше всего — это центральная загадка современной космологии.
| w | переменная | Параметр уравнения состояния тёмной энергии — параметр уравнения состояния |
| a | переменная | Масштабный фактор Вселенной — масштабный фактор |
| w_0 | переменная | Параметр уравнения состояния в настоящую эпоху — параметр уравнения состояния |
| w_a | переменная | Коэффициент эволюционного члена — параметр уравнения состояния |
| w | переменная | Параметр уравнения состояния тёмной энергии — параметр уравнения состояния |
| Ω_DE | переменная | Параметр плотности тёмной энергии — density parameter |
| ρ_de | переменная | эффективная плотность тёмной энергии — плотность энергии Дж/м³ |
| ρ_φ | переменная | плотность энергии скалярного поля (например, квинтэссенции) — плотность энергии Дж/м³ |
| ρ_dm | переменная | текущая плотность энергии тёмной материи (возможно, изменяющаяся) — плотность энергии Дж/м³ |
| ρ_dm,0 | переменная | современная плотность энергии тёмной материи — плотность энергии Дж/м³ |
| a | переменная | масштабный фактор вселенной — масштабный фактор |
| - | оператор | вычитание — subtraction |
| a^{-3} | оператор | возведение в степень -3 — inverse cube |
