Temná energie

Temná energie v kosmologii je hypotetický typ energie zavedený  do  matematického modelu vesmíru , aby vysvětlil jeho pozorovanou expanzi se zrychlením [1] .

Existují tři možnosti, jak vysvětlit podstatu temné energie:

• temná energie je kosmologická konstanta  - konstantní hustota energie , rovnoměrně vyplňující prostor Vesmíru (jinými slovy je postulována nenulová energie a tlak vakua ) [2] ;
• temná energie je druh kvintesence  - dynamické pole, jehož hustota energie se může měnit v prostoru a čase .
• temná energie je modifikovaná gravitace ve vzdálenostech řádově velikosti viditelné části Vesmíru [3] .

Od roku 2020, se spolehlivými pozorovacími důkazy, jako jsou CMB měření potvrzující existenci temné energie, je model Lambda-CDM přijímán jako standard v kosmologii [3] .

Konečná volba mezi možnostmi vyžaduje velmi dlouhá a vysoce přesná měření rychlosti rozpínání vesmíru, abychom pochopili, jak se tato rychlost mění v čase. Rychlost expanze vesmíru je popsána kosmologickou stavovou rovnicí . Řešení stavové rovnice pro temnou energii je jedním z nejpalčivějších problémů moderní pozorovací kosmologie [3] .

Podle údajů z pozorování Planckovy vesmírné observatoře zveřejněných v březnu 2013 se celková hmotnost-energie pozorovatelného vesmíru skládá z temné energie z 68,3 % a temné hmoty z 26,8 % [4] [5] [6] .

Objev zrychlení vesmíru

Pozorování supernov typu Ia provedená koncem 90. let 20. století dospěla k závěru, že expanze vesmíru se s časem zrychluje. Tato pozorování pak byla podpořena jinými zdroji: měřením CMB , gravitační čočkou , nukleosyntézou velkého třesku . Všechna získaná data dobře zapadají do modelu lambda-CDM .

Vzdálenosti k jiným galaxiím jsou určeny měřením jejich rudého posuvu . Podle Hubbleova zákona je velikost rudého posuvu světla ze vzdálených galaxií přímo úměrná vzdálenosti od těchto galaxií. Vztah mezi vzdáleností a rudým posuvem se nazývá Hubbleův parametr (nebo, ne zcela přesně, Hubbleova konstanta).

Hodnota samotného Hubbleova parametru však musí být nejprve nějakým způsobem stanovena, a k tomu je nutné měřit hodnoty rudého posuvu pro galaxie, jejichž vzdálenosti již byly vypočteny jinými metodami . K tomu se v astronomii používají „standardní svíčky“, tedy předměty, jejichž svítivost je známá. Nejlepším typem „standardní svíčky“ pro kosmologická pozorování jsou supernovy typu Ia (všechny hvězdy vzplanutí Ia ve stejné vzdálenosti by měly mít téměř stejnou pozorovanou jasnost; je žádoucí korigovat rotaci a složení původní hvězdy). Porovnáním pozorované jasnosti supernov v různých galaxiích lze určit vzdálenosti k těmto galaxiím.

Koncem 90. let 20. století bylo zjištěno, že ve vzdálených galaxiích, jejichž vzdálenost byla určena Hubbleovým zákonem, mají supernovy typu Ia jas nižší, než by měly. Jinými slovy, vzdálenost k těmto galaxiím, vypočtená metodou „standardních svíček“ (supernovy Ia), se ukazuje být větší než vzdálenost vypočítaná na základě dříve stanovené hodnoty Hubbleova parametru. Došlo se k závěru, že vesmír se nejen rozpíná, ale rozpíná se zrychlením.

Hypotéza temné energie a skryté hmoty

Dříve existující kosmologické modely předpokládaly, že expanze vesmíru se zpomaluje. Vycházeli z předpokladu, že hlavní částí hmoty Vesmíru je hmota – viditelná i neviditelná ( temná hmota ). Na základě nových pozorování naznačujících zrychlení expanze byla postulována existence neznámé formy energie s podtlakem (viz stavové rovnice ). Říkali tomu „temná energie“.

Hypotéza existence temné energie (ať už je to jakákoli) řeší i tzv. "problém neviditelné hmoty ". Teorie velkého třesku nukleosyntézy vysvětluje vznik lehkých chemických prvků, jako je helium , deuterium a lithium v ​​raném vesmíru . Teorie rozsáhlé struktury vesmíru vysvětluje vznik struktury vesmíru: vznik hvězd , kvasarů , galaxií a kup galaxií. Obě tyto teorie naznačují, že hustota baryonové hmoty a temné hmoty je asi 30 % kritické hustoty potřebné pro vytvoření „uzavřeného“ vesmíru, to znamená, že odpovídá hustotě potřebné k tomu, aby tvar vesmíru byl plochý . . Nedávná měření CMB vesmíru družicí WMAP ukazují, že časoprostor ve vesmíru má skutečně globální zakřivení velmi blízké nule. Chybějících 70 % hustoty vesmíru proto musí představovat nějaká dříve neznámá forma neviditelné energie. [7]

Povaha temné energie

Podstata temné energie je předmětem sporů. Je známo, že je velmi rovnoměrně distribuován v prostoru [7] , zažívá gravitační odpuzování namísto gravitační přitažlivosti [7] , má nízkou hustotu a neinteraguje znatelně s běžnou hmotou prostřednictvím známých základních typů interakce — s výjimkou gravitace. Hustota temné energie nezávisí na čase (za posledních 8 miliard let se její hustota nezměnila o více než 10 %). [7] Vzhledem k tomu, že hypotetická hustota temné energie je nízká (řádově 10 −29 g/cm³), je nepravděpodobné, že by byla detekována laboratorním experimentem. Temná energie může mít tak hluboký vliv na vesmír (zahrnující 70 % veškeré energie), protože rovnoměrně vyplňuje (jinak) prázdný prostor.

Kosmologická konstanta

Nejjednodušším vysvětlením je, že temná energie je prostě „cena existence prostoru“: to znamená, že jakýkoli objem prostoru má nějakou základní, vlastní energii. Někdy se jí také říká energie vakua, protože jde o hustotu energie čistého vakua . Toto je kosmologická konstanta , někdy nazývaná „lambda termín“ (od jména řeckého písmena používaného k označení v rovnicích obecné relativity ) [8] . Zavedení kosmologické konstanty do standardního kosmologického modelu založeného na Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerově metrice vedlo k modernímu modelu kosmologie známému jako lambda-CDM model . Tento model je v dobré shodě s dostupnými kosmologickými pozorováními.

Mnoho fyzikálních teorií elementárních částic předpovídá existenci fluktuací vakua , to znamená, že dodávají vakuu přesně tento typ energie. Hodnota kosmologické konstanty se odhaduje v řádu 10 −29 g/cm 3 , neboli asi 1,03 keV / cm 3 ( asi 10 − 123 v Planckových jednotkách ) [9] .

Kosmologická konstanta má podtlak rovný její hustotě energie. Důvody, proč má kosmologická konstanta podtlak, pramení z klasické termodynamiky. Množství energie obsažené v „krabici s vakuem“ o objemu se rovná , kde  je hustota energie kosmologické konstanty. Zvětšení objemu "krabice" ( pozitivně) vede ke zvýšení její vnitřní energie, což znamená, že vykonává negativní práci. Protože práce vykonaná změnou objemu se rovná , kde  je tlak, pak  je záporná a ve skutečnosti (koeficient spojující hmotnost a energii je roven 1) [2] .

Podle obecné teorie relativity závisí gravitace nejen na hmotnosti (hustotě), ale také na tlaku a tlak má větší koeficient než hustota. Negativní tlak by měl vyvolat odpuzování, antigravitaci , a proto způsobuje zrychlení rozpínání Vesmíru [10] .

Nejdůležitějším nevyřešeným problémem moderní fyziky je, že většina kvantových teorií pole , založených na energii kvantového vakua , předpovídá obrovskou hodnotu kosmologické konstanty – o mnoho řádů větší, než je přípustná hodnota podle kosmologických konceptů. Obvyklý vzorec kvantové teorie pole pro sčítání oscilací pole s nulovým bodem vakua (s omezením ve vlnovém počtu vibračních módů odpovídajícím Planckově délce ) dává obrovskou hustotu energie vakua [11] [12] . Tato hodnota proto musí být kompenzována nějakou akcí, téměř stejnou (ale ne přesně stejnou) v absolutní hodnotě, ale s opačným znaménkem. Některé teorie supersymetrie (SATHISH) vyžadují, aby kosmologická konstanta byla přesně nula, což také nepomáhá problém vyřešit. Toto je podstata „ problému kosmologické konstanty “, nejobtížnějšího problému „ jemného ladění “ v moderní fyzice: nebyl nalezen žádný způsob, jak z fyziky elementárních částic odvodit extrémně malou hodnotu kosmologické konstanty definované v kosmologii. Někteří fyzici, včetně Stevena Weinberga , zvažují tzv. „ Antropický princip “ je nejlepším vysvětlením pozorované jemné energetické rovnováhy v kvantovém vakuu.

Přes tyto problémy je kosmologická konstanta v mnoha ohledech nejekonomičtějším řešením problému zrychlujícího se vesmíru. Jediná číselná hodnota vysvětluje mnoho pozorování. Proto současný obecně přijímaný kosmologický model ( lambda-CDM model ) zahrnuje kosmologickou konstantu jako základní prvek.

Kvintesence

Alternativní přístup navrhl v roce 1987 německý teoretický fyzik Christoph Wetterich [13] [14] . Wetterich vycházel z předpokladu, že temná energie je druhem částicím podobným excitacím určitého dynamického skalárního pole zvaného „kvintesence“ [15] . Rozdíl od kosmologické konstanty spočívá v tom, že hustota kvintesence se může měnit v prostoru a čase. Aby se kvintesence nemohla „sbírat“ a vytvářet rozsáhlé struktury po vzoru běžné hmoty (hvězdy apod.), musí být velmi lehká, tedy mít velkou Comptonovu vlnovou délku .

Dosud nebyly objeveny žádné důkazy o existenci kvintesence, ale takovou existenci nelze vyloučit. Hypotéza kvintesence předpovídá o něco pomalejší zrychlení vesmíru než hypotéza kosmologické konstanty. Někteří vědci se domnívají, že nejlepším důkazem kvintesence by bylo porušení Einsteinova principu ekvivalence a variace základních konstant v prostoru nebo čase. Existenci skalárních polí předpovídá standardní model a teorie strun , ale to vyvolává problém podobný případu kosmologické konstanty: teorie renormalizace předpovídá, že skalární pole musí získat významnou hmotnost.

Problém vesmírné náhody vyvolává otázku, proč zrychlování vesmíru začalo v určitém časovém okamžiku. Pokud by zrychlování ve vesmíru začalo před tímto okamžikem, hvězdy a galaxie by se jednoduše nestihly zformovat a život by neměl šanci vzniknout, alespoň v podobě, kterou známe. Zastánci „ antropického principu “ považují tuto skutečnost za nejlepší argument ve prospěch svých staveb. Mnoho modelů kvintesence však poskytuje takzvané „následující chování“, které tento problém řeší. V těchto modelech má kvintesenční pole hustotu, která se přizpůsobuje hustotě záření (aniž by ji dosáhla) až do doby rozvoje velkého třesku, kdy se vytvoří rovnováha hmoty a záření. Po tomto bodě se kvintesence začne chovat jako požadovaná „temná energie“ a nakonec ovládne vesmír. Tento vývoj přirozeně nastavuje nízkou hodnotu úrovně temné energie.

Stavová rovnice (závislost tlaku na hustotě energie) pro kvintesenci: kde (pro vakuum ).

Byly navrženy další možné typy temné energie: fantomová energie , u níž hustota energie roste s časem (ve stavové rovnici tohoto typu temné energie ), a takzvaná "kinetická kvintesence", která má tvar nestandardní kinetická energie . Mají neobvyklé vlastnosti: například fantomová energie může vést k Big Rip [16] vesmíru.

V roce 2014 data z projektu BOSS ( Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ) ukázala, že s vysokou mírou přesnosti je hodnota temné energie konstantní [17] .

Projev neznámých vlastností gravitace

Existuje hypotéza, že neexistuje vůbec žádná temná energie a zrychlené rozpínání vesmíru je vysvětleno neznámými vlastnostmi gravitačních sil , které se začínají projevovat ve vzdálenostech řádově velikosti viditelné části vesmíru. [3] .

Důsledky pro osud vesmíru

Odhaduje se, že zrychlující se rozpínání vesmíru začalo přibližně před 5 miliardami let. Předpokládá se, že předtím byla tato expanze zpomalena vlivem gravitačního působení temné hmoty a baryonové hmoty. Hustota baryonické hmoty v rozpínajícím se vesmíru klesá rychleji než hustota temné energie. Nakonec temná energie začne přebírat vládu. Například, když se objem vesmíru zdvojnásobí, hustota baryonické hmoty se sníží na polovinu, zatímco hustota temné energie zůstane téměř nezměněna (nebo přesně nezměněna - v případě kosmologické konstanty).

Pokud bude zrychlující se expanze vesmíru pokračovat donekonečna, pak v důsledku toho galaxie mimo naši Nadkupu galaxií dříve nebo později překročí horizont událostí a stanou se pro nás neviditelnými, protože jejich relativní rychlost překročí rychlost světla . Toto není porušení speciální teorie relativity . Ve skutečnosti je dokonce nemožné definovat "relativní rychlost" v zakřiveném časoprostoru. Relativní rychlost má smysl a lze ji určit pouze v plochém časoprostoru nebo na dostatečně malém (k nule) úseku zakřiveného časoprostoru. Jakákoli forma komunikace za horizontem událostí se stává nemožným a veškerý kontakt mezi objekty je ztracen. Země , Sluneční soustava , naše Galaxie a naše Nadkupa budou vzájemně viditelné a v zásadě dosažitelné vesmírnými lety, zatímco zbytek Vesmíru zmizí v dálce. Postupem času se naše Nadkupa dostane do stavu tepelné smrti , to znamená, že se naplní scénář předpokládaný pro předchozí plochý model Vesmíru s převahou hmoty.

Existují exotičtější hypotézy o budoucnosti vesmíru. Jeden z nich naznačuje, že fantomová energie povede k tzv. "divergentní" rozšíření. To znamená, že rozpínající se síla temné energie bude neustále narůstat, dokud nepřekoná všechny ostatní síly ve vesmíru. Podle tohoto scénáře temná energie nakonec rozbije všechny gravitačně vázané struktury vesmíru, poté překoná síly elektrostatických a intranukleárních interakcí , rozbije atomy, jádra a nukleony a zničí vesmír ve velkém roztržení .

Na druhou stranu se temná energie může nakonec rozptýlit nebo dokonce změnit z odpudivé na přitažlivou. V tomto případě zvítězí gravitace a přivede vesmír do " velké krize ". Některé scénáře předpokládají „cyklický model“ vesmíru. Přestože tyto hypotézy nejsou dosud potvrzeny pozorováním, nejsou zcela zamítnuty. Rozhodující roli při stanovení konečného osudu vesmíru (vyvíjejícího se podle teorie velkého třesku ) musí sehrát přesná měření rychlosti zrychlení.

Zrychlené rozpínání vesmíru bylo objeveno v roce 1998 při pozorování supernov typu Ia [18] [19] . Za tento objev obdrželi Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt a Adam Riess v roce 2006 cenu Shao za astronomii a v roce 2011 Nobelovu cenu za fyziku .

Kritika

Pravidelně se objevují rezonanční články kritizující temnou energii, a přestože se autoři v dílech samotných většinou vyjadřují zdrženlivě, v anotacích a komentářích novinářům své závěry prezentují v přehnané formě, [20] např. jako zpochybňující samotnou existence temné energie:

• V roce 2010 Tom Shanks z Durhamské univerzity zpochybnil výsledky WMAP potvrzující existenci temné energie v důsledku rozmazávacího efektu CMB . [21]
• V roce 2016 Nikolaj Gorkavy představil hypotézu, ve které gravitační vlny nahradily temnou energii . [22]
• V roce 2019 Artem Astašenok a Alexander Tepljakov publikovali článek, ve kterém navrhli, že pozorovací data, obvykle interpretovaná jako důkaz zrychleného rozpínání vesmíru, jsou jiné povahy, zejména vlivem Casimirova jevu . [23]

Část práce kritizující temnou energii je založena na skutečnosti, že bylo zjištěno, že spektra supernov typu Ia , která byla považována za stejná, jsou ve skutečnosti odlišná; navíc forma supernovy typu Ia, která je dnes relativně vzácná, byla mnohem běžnější dříve v historii vesmíru :

• V roce 2015 tým vedený vědci z University of Arizona zjistil, že supernovy typu Ia jsou rozděleny do dvou skupin s různou svítivostí, což snížilo odhad rychlosti rozpínání galaxií ve vesmíru. [24]
• V roce 2016 Jakob Nielsen vydal článek, ve kterém pouze na základě analýzy svítivosti supernov typu Ia tvrdil, že vesmír se nerozpíná zrychleným tempem. [25]
• V roce 2020 astronomové z University of Yonsei spolu s kolegy z University of Lyon a KASI dokončili analýzu, která podle vědců ukázala, že samotný předpoklad existence temné energie byl vytvořen na základě pravděpodobně chybného odhadu svítivosti „standardních svíček“. [26] [27] Je třeba poznamenat, že autoři své revoluční závěry nevložili do samotné práce, možná kvůli malému vzorku a nesouladu ostatních kosmologických parametrů vypočítaných astronomy s výsledky pozorování, včetně Planckovy vesmírné observatoře . [dvacet]

Existují různé experimentální instalace, jejichž úkolem je detekce temné energie (zabývají se především hledáním částic WIMP a od roku 2018 nemají žádné pozitivní výsledky): [28]

• Plánuje se také SNOLAB poblíž Ontaria v Kanadě, Super CDMS a DEAP -3600
• Experiment LUX v Lida, Jižní Dakota
• Experiment EDELWEISS ve francouzských Alpách
• PandaX v podzemní laboratoři JinPing v Číně
• Jadugud Underground Science Laboratory v Indii
• XENON1T v italských Apeninách
• ADMX University of Washington, USA ( axions )
• BEST, Baksan Neutrino Observatory , Rusko ( sterilní neutrino ) [29]

Ve vědecké komunitě však převládá názor, že přítomnost temné energie je prokázanou skutečností. [22] Ačkoli neexistují žádná přímá pozorování temné energie, pozorování CMB vesmírnou observatoří Planck jsou nejsilnějším důkazem existence temné energie. [20] Mnoho výsledků pozorování, zejména baryonové oscilace [20] a slabá gravitační čočka , nenachází přesvědčivé vysvětlení jinde než v rámci modelu Lambda-CDM .

Poznámky

1. ↑ Temná energie blízko nás Archivováno 28. prosince 2005 na Wayback Machine // Astronet
2. ↑ 1 2 Astronet > Temná energie blízko nás . Získáno 29. března 2010. Archivováno z originálu 10. června 2011. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 3 4 Mario Livio , Adam Riess. Rébus temné energie  // Ve světě vědy . - 2016. - č. 5-6 . - S. 50-57 . Archivováno z originálu 27. října 2017.
4. ↑ Ade, PAR; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al . (Planck Collaboration). Výsledky Planck 2013. I. Přehled produktů a vědeckých výsledků – Tabulka 9  (angl.)  // Astronomy and Astrophysics (submitováno)  : časopis. - 2013. - 22. března. - . - arXiv : 1303.5062 . Archivováno z originálu 23. března 2013.
5. ↑ František, Matouš. První výsledky Plancka: Vesmír je stále zvláštní a zajímavý . Arstechnica (22. března 2013). Získáno 3. října 2017. Archivováno z originálu dne 2. května 2019. (neurčitý)
6. ↑ Planck zachycuje portrét mladého vesmíru a odhaluje nejranější světlo . University of Cambridge (21. března 2013). Získáno 21. března 2013. Archivováno z originálu 17. dubna 2019. (neurčitý)
7. ↑ 1 2 3 4 Boris Stern , Valery Rubakov Astrofyzika. Možnost Trinity. - M., AST, 2020. - str. 34-51
8. ↑ Ignatiev, 2016 , str. deset.
9. ↑ Ignatiev, 2016 , str. 48.
10. ↑ Astronet > Temná energie blízko nás . Získáno 29. března 2010. Archivováno z originálu 10. června 2011. (neurčitý)
11. ↑ S. Weinberg "Problém kosmologické konstanty", Uspekhi fizicheskikh nauk , srpen 1989, vol. 158, no. 4, str. 640-678
12. ↑ Ya. B. Zel'dovich „Teorie vakua, možná, řeší hádanku kosmologie“ Archivní kopie z 22. července 2018 na Wayback Machine , Uspekhi fizicheskikh nauk , březen 1981, sv. 133, no. 3, str. 479-503
13. ↑ Kosmologie a osud dilatační symetrie , C. Wetterich, Nucl. Phys. B 302 , 668 (1988)
14. ↑ Kosmonový model pro asymptoticky mizející časově závislou kosmologickou "konstantu" , C. Wetterich, Astron. Astrophys. 301 , 321 (1995), arXiv: hep-th/9408025v1
15. ↑ Caldwell RR, Steinhardt PJ Phys.Rev. D 57, 6057 (1998).
16. ↑ Roztržka vesmíru . Získáno 27. března 2013. Archivováno z originálu dne 8. července 2012. (neurčitý)
17. ↑ Přesná mapa vesmíru potvrzuje myšlenku nekonečného plochého vesmíru . Získáno 11. září 2014. Archivováno z originálu 13. února 2015. (neurčitý)
18. ↑ Riess, A. a kol. 1998, Astronomický časopis , 116, 1009
19. ↑ Perlmutter, S. a kol. 1999, Astrophysical Journal , 517, 565
20. ↑ 1 2 3 4 Oleg Verkhodanov. Řekněte pár slov o temné energii  // Možnost Trinity - Nauka  : noviny. - 2020. - 28. ledna ( číslo 296 , č. 2 ). - S. 10-11 . Archivováno z originálu 27. ledna 2020. (Ruština)
21. ↑ Clara Moskowitzová. Temná energie a temná hmota nemusí existovat , tvrdí vědci  . space.com (13. června 2010). Staženo 16. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 30. června 2020.
22. ↑ 1 2 Anton Biryukov, Pavel Kotlyar. "Zakopáváš temnou energii?" - "Asi ano . " gazeta.ru (1. srpna 2016). Staženo 27. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 27. ledna 2020. (Ruština)
23. ↑ A. V. Astašenok a A. S. Tepliakov. Některé modely holografické temné energie na bráně Randall–Sundrum a pozorovací data  (anglicky)  // International Journal of Modern Physics D : journal. - 2019. - ISSN 1793-6594 ​​​​. - doi : 10.1142/S0218271819501761 . Archivováno 1. října 2021.
24. ↑ Zrychlující se vesmír? Ne tak rychle  (anglicky) . Phys.org . University of Arizona (10. dubna 2015). Staženo 16. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 19. dubna 2019.
25. ↑ Nielsen, JT; Guffanti, A.; Sarkar, S. Okrajový důkaz kosmického zrychlení ze supernov typu Ia   // Scientific Reports  : deník. - 2015. - Sv. 6 . — S. 35596 . - doi : 10.1038/srep35596 . - . - arXiv : 1506.01354 . — PMID 27767125 .
26. ↑ Nové důkazy ukazují, že klíčový předpoklad učiněný při objevu temné energie je  chybný . Phys.org . Univerzita Yonsei (6. ledna 2020). Staženo 16. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 13. ledna 2020.
27. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree Hostitelské galaxie raného typu supernov typu Ia. II. Důkaz pro evoluci svítivosti v kosmologii supernov arXiv:1912.04903 Archivováno 11. ledna 2020 na Wayback Machine
28. ↑ KATIA MOSKVIČOVÁ. Co když všechno, co víme o temné hmotě, je úplně špatně?  (anglicky) . wired.co.uk . Drátové (28. září 2018). Staženo 27. ledna 2020. Archivováno z originálu 12. ledna 2020.
29. ↑ Doufám v NEJLEPŠÍ. V podzemní observatoři na Kavkaze otevřený hon na sterilní neutrina . TASS (2. srpna 2019). Staženo 27. ledna 2020. Archivováno z originálu 5. února 2020. (Ruština)

Literatura

• Ignatiev Yu.G. Klasická kosmologie a temná energie . - Kazan: Publishing House of Kazan University , 2016. - 248 s. - ISBN 978-5-00019-692-2 .
• Amendola L., Tsujikawa S. Dark Energy: Theory and Observations. - Cambridge University Press, 2010. - 491 s.
• Dark Energy: Observational and Theoretical Approaches / ed. P. Ruiz-Lapuente. - Cambridge University Press, 2010. - 339 s.
• Kragh HS, Overduin JM Váha vakua: Vědecká historie temné energie. — Springer, 2014. — 113 s.
• Li M., Li X., Wang S., Wang Y. Temná energie. - Singapur: World Scientific, 2015. - 254 s.
• Einasto Ya. , Chernin A.D. Temná hmota a temná energie. - M. : Vek-2, 2018. - 176 s. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
• Chernin A.D. Temná energie a globální antigravitace // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Ruská akademie věd , 2008. - T. 178 . - S. 267-300 . - doi : 10.3367/UFNr.0178.200803c.0267 . (Ruština)
• Lukash V. N. , Rubakov V. A. Temná energie: mýty a realita // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Ruská akademie věd, 2008. - T. 178 . - S. 301-308 . - doi : 10.3367/UFNr.0178.200803d.0301 . (Ruština)
• Carroll SM Kosmologická konstanta // Living Reviews in Relativity. - 2001. - Sv. 4. - S. 1-56. - doi : 10.12942/lrr-2001-1 .
• Calder L., Lahav O. Dark Energy: zpět k Newtonovi? // Astronomie a geofyzika. - 2008. - Sv. 49. - S. 1.13-1.18. - doi : 10.1111/j.1468-4004.2008.49113.x . - arXiv : 0712.2196 .
• Huterer D., Shafer DL Temná energie po dvou desetiletích: pozorovatelné, sondy, testy konzistence // Zprávy o pokroku ve fyzice. - 2018. - Sv. 81. - S. 016901. - doi : 10.1088/1361-6633/aa997e . - arXiv : 1709.01091 .
• Brax P. Co způsobuje zrychlení vesmíru? Recenze o tom, co by mohla být temná energie a jak ji otestovat // Reports on Progress in Physics. - 2018. - Sv. 81. - S. 016902. - doi : 10.1088/1361-6633/aa8e64 .

Odkazy

• Články a recenze o temné energii na Modern Cosmology 
• Chernin A.D. Temná energie blízko nás
• Chernin A.D. Fyzikální vakuum a vesmírná antigravitace
• Rincon P. Nová metoda „potvrzuje temnou energii“ // BBC News. — 19. května  2011

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština Velká Katalánština velká čínština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	BNF : 150023930 GND : 7589166-9 J9U : 987007532623705171 LCCN : sh2001002908 NKC : ph618638