Накладення умови домінантної енергії, яка гарантує стабільність теорії, означає, що w \geq -1. тим не менш, цілком можливо, що добре визначена модель може (можливо, тимчасово) мати w<-1, і справді такі моделі були запропоновані.14 січня 2003 р
У літературі темну енергію зазвичай описують w ≡ P/ρ, де P і ρ позначають його тиск і густину енергії.
де ΩB – параметр густини для нормальної баріонної матерії, ΩD – параметр густини для темної матерії та ΩΛ є параметром щільності темної енергії. Сучасні спостереження показують, що ми живемо у Всесвіті, де домінує темна енергія, з ΩΛ = 0,73, ΩD = 0,23 і ΩB = 0,04.
=> щільність ρ + темна енергія (Λ= -E= -ρc2) * стиснута швидкістю c => щільність ρ + антиматерія (-ρ) Антиматерію (-ρ) можна ідентифікувати як темну матерію. Це можна порівняти зі спеціальною теорією відносності енергії -> перетворення маси.
«Темна енергія». енергії, яка спричиняє прискорення розширення Всесвіту. Як ми знаємо, що розширення Всесвіту прискорюється? Прискорення Всесвіту є найкращим поясненням швидкості розширення, виміряної за допомогою наднових білих карликів.
Зазвичай темна енергія кількісно визначається рівнянням параметра стану, w, який є відношення тиску до щільності. Випадок w=-1 відповідає космологічній постійній Ейнштейна в загальній теорії відносності, але в принципі w може змінюватися залежно від космічної епохи, наприклад, у випадку скалярних полів.
Моделі темної енергії зручно характеризувати параметром рівняння стану w=p/\rho, де \rho — густина енергії, p — тиск.