
Использование сверхновых для измерения тёмной энергии и космического ускорения.Измерение тёмной энергии — это попытка количественно оценить таинственную силу, которая заставляет расширение Вселенной ускоряться. В основном это делается путём наблюдения далёких сверхновых типа Ia, которые служат стандартными свечами, поскольку их собственная яркость удивительно постоянна. Сравнивая их видимую яркость с красным смещением, астрономы могут определить, как скорость расширения менялась с течением космического времени. Эти наблюдения в 1998 году показали, что расширение не замедляется, как того требовала бы гравитация, а ускоряется, что подразумевает существование компонента с отталкивающей энергией, который теперь называют тёмной энергией.
Открытие космического ускорения по наблюдениям сверхновых было объявлено в 1998 году двумя независимыми группами под руководством Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта и Адама Рисса, которые позже разделили Нобелевскую премию по физике за 2011 год.
Сверхновые типа Ia — это термоядерные взрывы белых карликов, которые достигают почти одинаковой пиковой светимости. Когда такая сверхновая обнаружена, астрономы измеряют её красное смещение (насколько её свет растянулся из-за космического расширения) и её видимую яркость. Расстояние определяется по яркости, а красное смещение даёт фактор расширения. Построение графика зависимости расстояния от красного смещения для множества сверхновых на разных расстояниях выявляет историю скорости расширения. Современные обзоры, такие как DESI, также используют барионные акустические осцилляции и другие методы для перекрёстной проверки этих измерений и отслеживания эволюции тёмной энергии во времени.
Измерения тёмной энергии необходимы для определения конечной судьбы Вселенной и для проверки теорий гравитации, а также они направляют разработку космических телескопов следующего поколения, таких как Euclid и космический телескоп имени Нэнси Грейс Роман.
По оценкам, тёмная энергия составляет около 68% всего энергетического содержимого Вселенной, однако её физическая природа остаётся одной из самых больших нерешённых проблем в физике.
| P | переменная | Мощность — мощность Вт |
| N | переменная | Число атомов — число частиц |
| Om | переменная | Значение Ом-диагностики — om diagnostic |
| z | переменная | Красное смещение — красное смещение |
| H | переменная | Параметр Хаббла при красном смещении z — hubble parameter км/(с·Мпк) |
| H_0 | переменная | Постоянная Хаббла в современную эпоху — постоянная Хаббла км/(с·Мпк) |
| w | переменная | Параметр уравнения состояния тёмной энергии — параметр уравнения состояния |
| Ω_DE | переменная | Параметр плотности тёмной энергии — density parameter |
| lambda_FS | переменная | длина свободного пробега — free streaming length м |
| m_hm | переменная | масса полумоды тёмной материи — half mode mass кг |
| propto | оператор | пропорциональна — пропорциональность |





