Κατά τη διάρκεια των προηγούμενων 15 ετών, οι αστρονομικές παρατηρήσεις δείχνουν ότι η συνηθισμένη βαρυονική ύλη - τα χημικά στοιχεία - και η σκοτεινή ύλη αποτελούν λιγότερο από το μισό περιεχόμενο του σύμπαντος. Ο κύριος όγκος του σύμπαντος είναι μια πανταχού παρούσα "σκοτεινή ενέργεια" με ένα παράξενο και αξιοπρόσεκτο χαρακτηριστικό γνώρισμα: η βαρύτητά της αντί να ελκύει, απωθεί. Κι ενώ η βαρύτητα ελκύει την συνηθισμένη ύλη  και την σκοτεινή ύλη σχηματίζοντας τα αστέρια και τους γαλαξίες, αυτά τα τελευταία απωθούνται από την σκοτεινή ενέργεια, μια σχεδόν ομοιόμορφη μορφή ενέργειας που διαπερνά ολόκληρο το διάστημα.

Ο κόσμος είναι εν τέλει ένα πεδίο μάχης μεταξύ των δύο τάσεων, με την απωστική βαρύτητα να κερδίζει.

Αλλά από πού προέρχεται η σκοτεινή ενέργεια; Στο παρελθόν η πιο διαδεδομένη άποψη ήταν ότι η ενέργεια αυτή είναι έμφυτη στον χωροχρονικό ιστό  - μια ενέργεια του κενού, όπως είναι η κοσμολογική σταθερά Λ του Einstein.

Η ενέργεια του κενού στην κβαντική φυσική αναφέρεται στην ιδέα ότι η κατάσταση του κενού έχει μια ενέργεια διάφορη του μηδενός, ενώ το ίδιο το κενό δεν είναι σαν το 'τίποτα' αλλά είναι μια ενεργή κατάσταση. Κι αυτό γιατί όλα τα κβαντικά πεδία κατέχουν ένα πεπερασμένο ποσό μηδενικής ενέργειας του κενού ως αποτέλεσμα της αρχής της αβεβαιότητας.

Όμως αν υπολογιστεί η πυκνότητα της ενέργειας του κενού με τη βοήθεια της κβαντικής θεωρίας τότε το μέγεθος της υπολογίζεται ότι είναι 10²⁹eV, ενώ εάν την μετρήσουμε με τη βοήθεια των αποτελεσμάτων κοσμολογικών παρατηρήσεων, για παράδειγμα των σουπερνοβών, είναι στο επίπεδο του 10^-3eV. Δηλαδή η κβαντική θεωρία προβλέπει σχεδόν 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη την πυκνότητα ενέργειας του κενού από ό,τι ταιριάζει με τις κοσμολογικές παρατηρήσεις. Εάν η ενεργειακή πυκνότητα του κενού είναι πραγματικά τόσο τεράστια, θα προκαλούσε μια πολύ γρήγορη (εκθετική) διαστολή του σύμπαντος, με αποτέλεσμα να μην μπορούν οι ηλεκτροστατικές και πυρηνικές δυνάμεις να εφαρμοστούν στα άτομα και τα μόρια. Δεν θα υπήρχαν λοιπόν γαλαξίες, αστέρια ή ζωή. Δεδομένου ότι δεν μπορούμε να αγνοήσουμε την κβαντομηχανική, κάποιος άλλος μηχανισμός πρέπει να ακυρώνει αυτήν την ενέργεια του κενού.

Έτσι, οι φυσικοί έχουν προτείνει πολλές θεωρίες για να δικαιολογήσουν αυτή την τεράστια απόκλιση. Από την ύπαρξη πρόσθετων διαστάσεων και την τροποποίηση της νευτωνικής θεωρίας της βαρύτητας μέχρι και την μίξη των νετρίνων. 

Επίσης, έχει προταθεί η υπερσυμμετρίας μια μέχρι τώρα απαρατήρητη συμμετρία μεταξύ μποζονίων και φερμιονίων, που μπορούν να οδηγήσουν σε μια ακριβή εξουδετέρωση μεταξύ όλων των διάφορων συνεισφορών στην ενεργειακή πυκνότητα του κενού. Οι προτάσεις αφθονούν, αλλά πρέπει να προκύψει υποχρεωτικά ένα μοντέλο που να μπορούσε να εξηγήσει γιατί η κοσμολογική σταθερά είναι τόσο μικρή.

Μια ιδιαίτερα θεωρητική δυνατότητα στηρίζεται σε ένα ιδιαίτερο χαρακτηριστικό γνώρισμα της κβαντικής θεωρίας της βαρύτητας. Οι διακυμάνσεις στο χωροχρονικό ιστό τροποποιούν την τοπική τοπολογία, δημιουργώντας έναν κβαντικό αφρό από οπές και σκουληκότρυπες. Η γενική επίδραση είναι να οδηγηθεί η κοσμολογική σταθερά σε μηδέν.

Οι κύριοι ύποπτοι για την σκοτεινή ενέργεια

Για να εξετάσουμε αυτήν την παράξενη ιδιότητα της σκοτεινής ενέργειας βοηθάει η εισαγωγή της ποσότητας w = p_dark/ρ_dark, όπου p_dark είναι η μέση πίεση και ρ_dark είναι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας στο σύμπαν. Η νέα αυτή ποσότητα είναι παρόμοια με την εξίσωση κατάστασης ενός αερίου. Ανάλογα με τις διάφορες τιμές της ποσότητας w διακρίνουμε τις παρακάτω ποσότητες

• • Κοσμολογική σταθερά (w = -1)
  Εισήχθη αρχικά από τον Albert Einstein, και αργότερα υποστηρίχτηκε από τον Yakov Zel'dovich ότι η κβαντική ενέργεια του κενού θα παρήγαγε μια σταθερή πυκνότητα ενέργειας και πίεση. Οι θεωρητικές προβλέψεις όμως, δίνουν μια κοσμολογική σταθερά που είναι 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από την παρατηρούμενη τιμή. Ανεξάρτητα από την κοσμολογία, η κβαντική ενέργεια του κενού, υπάρχει. Αν η κοσμική συνεισφορά της είναι πράγματι μηδέν ή έχει μια τελείως συγκεκριμένη τιμή, είναι μια από τις ανοιχτές προκλήσεις της φυσικής. 

• • Πεμπτουσία (w > -1)
  Ένας τύπος ενέργειας με αρνητική πίεση που μεταβάλλεται στο χώρο και το χρόνο. Η πεμπτουσία είναι δυναμικό μέγεθος, αντίθετα προς την κοσμολογική σταθερά, και η μέση ενεργειακή πυκνότητα και πίεση ελαττώνονται αργά με τον χρόνο. Το χαρακτηριστικό αυτό μπορεί να βοηθήσει στην εξήγηση της ξαφνικής έναρξης της κοσμικής επιτάχυνσης. Η πεμπτουσία θεωρείται ως βαθμωτό πεδίο και προβλέπει διάφορες διεγέρσεις που αντιστοιχούν σε σωματίδια με μάζες περίπου 10^-33 eV. 

• • Άλλου τύπου ενέργεια κενού (w < -1)
  Εκτός αν είμαστε θύματα μιας συνομωσίας συστηματικών φαινομένων, η περίπτωση  w < -1 είναι σημάδι πραγματικά εξωτικής φυσικής. Σε κάποιο μοντέλο, τα κβαντικά φαινόμενα ενός πεδίου που μοιάζει με την πεμπτουσία, μας οδηγεί σε τροποποιήσεις της γενικής σχετικότητας, ενώ άλλα μοντέλα δείχνουν ότι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας αυξάνεται πραγματικά με τον χρόνο, προκαλώντας πιθανόν τελικά ένα καταστροφικό "μεγάλο σχίσμα". Άλλες νέες ιδέες περιλαμβάνουν ένα εξωτικό πεδίο που προκαλεί μια επιτάχυνση σαν αυτή της κοσμολογικής σταθεράς, αλλά μεταβάλλεται στο χώρο. 

• • Τροποποίηση της Γενικής Σχετικότητας
  Πολλές προσπάθειες έχουν γίνει για να τροποποιηθεί η θεωρία της Γενικής Σχετικότητας του Einstein, και συνεπώς να αποφευχθεί η ανάγκη για μια εξωτική ύλη που θα προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής. Ενώ μερικές από αυτές δεν ξεχωρίζουν εύκολα από την πεμπτουσία, πολλές προβλέπουν παραβιάσεις της αρχής της ισοδυναμίας (η οποία είναι η βάση της Γενικής Σχετικότητας) ή αποκλίσεις από το παγκόσμιο δυναμικό της βαρύτητας που θεωρούμε ότι είναι ανάλογο του 1/r.

Εντούτοις, αρκετοί κοσμολόγοι κλίνουν τώρα να αντικαταστήσουν την κοσμολογική σταθερά Λ -- με την πεμπτουσία. Το 1997, οι R.R. Caldwell, Ρ. Dave και P.J. Steinhardt εισήγαγαν αυτόν τον όρο για να αναφερθεί σε ένα δυναμικό κβαντικό πεδίο, όχι σαν ένα ηλεκτρικό ή μαγνητικό πεδίο, και με μία απωστική βαρύτητα. 

Η ενέργεια του κενού (στην οποία στηρίζεται η κοσμολογική σταθερά Λ) είναι απολύτως αδρανής - δεν αλληλεπιδρά δηλαδή με την ύλη, διατηρώντας την ίδια πυκνότητα σταθερή σε όλον τον χρόνο. Συνεπώς, για να εξηγήσει την ποσότητα της σκοτεινής ενέργειας που είναι παρούσα σήμερα, η τιμή της κοσμολογικής σταθεράς θα έπρεπε να είναι καθορισμένη με μεγάλη ακρίβεια και στην εποχή της δημιουργίας του Κόσμου, κάτι που δεν φαίνεται να ισχύει. Αυτό φυσικά ενισχύει την κριτική κατά της κοσμολογικής σταθεράς και φέρνει στο προσκήνιο την πεμπτουσία,  που αντιθέτως μπορεί να αλληλεπιδρά με την ύλη και να εξελίσσεται με το χρόνο. Έτσι η τιμή της φυσικά μπορεί να ρυθμιστεί για να φθάσει στην τιμή που παρατηρείται σήμερα.

Καθώς το σύμπαν ψύχεται οι συμμετρίες μεταξύ των δυνάμεων σπάζουν,  τα σωματίδια αποκτούν μάζες με τη βοήθεια του πεδίου Higgs και αυτές οι διαδικασίες τείνουν να απελευθερώσουν ενέργεια - κάτι ανάλογο της λανθάνουσας θερμότητας που ελευθερώνεται όταν μια ουσία αλλάζει τη φάση της πχ από στερεό σε υγρό. Όταν λέμε ότι σπάζουν οι συμμετρίες ανάμεσα στις δυνάμεις εννοούμε ότι το σύστημα δεν είναι το ίδιο, αλλά σχεδόν το ίδιο, αν γίνουν δύο αλλαγές συμμετρικές που περιμέναμε να μας δώσουν την ίδια αρχική κατάσταση. 

Γενικά, ο κόσμος επεκτείνεται με διαφορετικούς ρυθμούς ανάλογα με ποια μορφή ενέργειας υπερισχύει. Η ύλη αναγκάζει την επέκταση του σύμπαντος να επιβραδύνεται, ενώ η κενή ενέργεια προκαλεί την επιτάχυνση. Η πεμπτουσία όμως είναι κάτι το ενδιάμεσο: η πεμπτουσία αναγκάζει τη διαστολή να επιταχύνεται, αλλά λιγότερο γρήγορα από όσο παράγεται αν είχαμε την ενέργεια του κενού Λ.

Οι παρατηρήσεις των υπερκαινοφανών (σαν τα κοσμικά κεριά) μπορούν να δώσουν τέτοια δεδομένα που θα μας επιτρέψουν να ξεχωρίσουμε ποια είναι η φύση της σκοτεινής ενέργειας: Η πεμπτουσία ή η ενέργεια του κενού (η κοσμολογική σταθερά): Παρατηρώντας μια σουπερνόβα σε μια δεδομένη απόσταση (λαμβάνοντας υπόψη την μετατόπιση προς το ερυθρό z ή redshift ), η κοσμική διαστολή έχει σαν αποτέλεσμα την εξασθένιση της φαινόμενης φωτεινότητας. Και οι μετρήσεις αυτές μπορούν να διακρίνουν την επιτάχυνση της διαστολής λόγω της ενέργειας του κενού από την επιτάχυνση της διαστολής λόγω της πεμπτουσίας. Τα υπάρχοντα τηλεσκόπια δεν μπορούν να επιλύσουν αυτές τις δύο περιπτώσεις, γι αυτό προτείνεται να κατασκευαστεί το SNAP ή το διαστημικό παρατηρητήριο σουπερνοβών για το έλεγχο της διαστολής.