Mörk energi

Mörk energi i kosmologi är en hypotetisk  typ av  energi som introduceras i den matematiska modellen av universum för att förklara dess observerade expansion med acceleration [1] .

Det finns tre alternativ för att förklara essensen av mörk energi:

• mörk energi är en kosmologisk konstant  - en konstant energitäthet , som likformigt fyller universums utrymme (med andra ord, icke- noll energi och vakuumtryck postuleras ) [2] ;
• mörk energi är ett slags kvintessens  - ett dynamiskt fält, vars energitäthet kan förändras i rum och tid .
• mörk energi är modifierad gravitation på avstånd i storleksordningen av storleken på den synliga delen av universum [3] .

Från och med 2020, med tillförlitliga observationsbevis som CMB -mätningar som bekräftar förekomsten av mörk energi, accepteras Lambda-CDM-modellen som standarden inom kosmologi [3] .

Det slutliga valet mellan alternativen kräver mycket långa och mycket exakta mätningar av universums expansionshastighet för att förstå hur denna hastighet förändras över tiden. Universums expansionshastighet beskrivs av den kosmologiska tillståndsekvationen . Att lösa tillståndsekvationen för mörk energi är ett av de mest angelägna problemen inom modern observationskosmologi [3] .

Enligt data från observationer från Planck -rymdobservatoriet som publicerades i mars 2013 består den totala massenergin i det observerbara universum av mörk energi med 68,3 % och mörk materia med 26,8 % [4] [5] [6] .

Upptäckten av universums acceleration

Observationer av supernovor av typ Ia som gjordes i slutet av 1990-talet drog slutsatsen att universums expansion accelererar med tiden. Dessa observationer backades sedan upp av andra källor: CMB- mätningar , gravitationslinsning , Big Bang -nukleosyntes . Alla erhållna data passar väl in i lambda-CDM-modellen .

Avstånd till andra galaxer bestäms genom att mäta deras rödförskjutning . Enligt Hubbles lag är storleken på ljusets rödförskjutning från avlägsna galaxer direkt proportionell mot avståndet till dessa galaxer. Förhållandet mellan avstånd och rödförskjutning kallas Hubble-parametern (eller, inte riktigt, Hubble-konstanten).

Värdet på själva Hubble-parametern måste dock först fastställas på något sätt, och för detta är det nödvändigt att mäta rödförskjutningsvärdena för galaxer, till vilka avstånden redan har beräknats med andra metoder . För att göra detta, inom astronomi, används "standardljus", det vill säga föremål vars ljusstyrka är känd. Den bästa typen av "standardljus" för kosmologiska observationer är supernovor av typ Ia (alla Ia-stjärnor på samma avstånd bör ha nästan samma observerade ljusstyrka; det är önskvärt att korrigera för den ursprungliga stjärnans rotation och sammansättning). Genom att jämföra den observerade ljusstyrkan hos supernovor i olika galaxer kan man bestämma avstånden till dessa galaxer.

I slutet av 1990-talet upptäcktes att i avlägsna galaxer, till vilka avståndet bestämdes av Hubbles lag, har supernovor av typ Ia en ljusstyrka under vad de ska ha. Med andra ord, avståndet till dessa galaxer, beräknat med metoden för "standardljus" (supernovor Ia), visar sig vara större än avståndet som beräknats baserat på det tidigare fastställda värdet av Hubble-parametern. Man drog slutsatsen att universum inte bara expanderar, det expanderar med acceleration.

Hypotes om mörk energi och dold massa

Tidigare existerande kosmologiska modeller antog att universums expansion saktade ner. De utgick från antagandet att huvuddelen av universums massa är materia - både synlig och osynlig ( mörk materia ). Baserat på nya observationer som indikerar en expansionsacceleration, postulerades förekomsten av en okänd energiform med negativt tryck (se tillståndsekvationer ). De kallade det "mörk energi".

Hypotesen om förekomsten av mörk energi (vad det än är) löser också det så kallade "problemet med osynlig massa ". Big Bang - teorin om nukleosyntes förklarar bildandet av lätta kemiska element som helium , deuterium och litium i det tidiga universum . Teorin om universums storskaliga struktur förklarar bildandet av universums struktur: bildandet av stjärnor , kvasarer , galaxer och galaxhopar . Båda dessa teorier tyder på att densiteten av baryonisk materia och mörk materia är cirka 30 % av den kritiska densiteten som krävs för bildandet av ett "stängt" universum, det vill säga motsvarar den densitet som krävs för att universums form ska vara platt. . Nyligen genomförda mätningar av universums CMB av WMAP -satelliten visar att rymdtid i universum verkligen har en global krökning mycket nära noll. Därför måste någon tidigare okänd form av osynlig energi stå för de saknade 70% av universums densitet. [7]

Den mörka energins natur

Kärnan i mörk energi är föremål för kontroverser. Det är känt att vara mycket jämnt fördelat i rymden [7] , att uppleva gravitationsrepulsion istället för gravitationsattraktion [7] , att ha en låg densitet och att inte interagera märkbart med vanlig materia genom kända grundläggande typer av interaktion - med undantag av gravitationen. Densiteten av mörk energi beror inte på tid (under de senaste 8 miljarder åren har dess densitet inte ändrats med mer än 10%). [7] Eftersom den hypotetiska densiteten för mörk energi är låg (i storleksordningen 10 −29 g/cm³), är det osannolikt att det kommer att upptäckas genom ett laboratorieexperiment. Mörk energi kan bara ha en så djupgående effekt på universum (som omfattar 70% av all energi) eftersom den jämnt fyller (annars) tomrum.

Kosmologisk konstant

Den enklaste förklaringen är att mörk energi helt enkelt är "kostnaden för rymdens existens": det vill säga, varje volym av rymden har någon grundläggande, inneboende energi. Det kallas också ibland vakuumenergi eftersom det är energitätheten för rent vakuum . Detta är den kosmologiska konstanten , ibland kallad "lambdatermen" (från namnet på den grekiska bokstaven som används för att beteckna den i den allmänna relativitetstekvationen ) [8] . Införandet av den kosmologiska konstanten i den standardiserade kosmologiska modellen baserad på Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-metriken ledde till den moderna modellen av kosmologi som kallas lambda-CDM-modellen . Denna modell stämmer väl överens med de tillgängliga kosmologiska observationerna.

Många fysikaliska teorier om elementarpartiklar förutspår förekomsten av vakuumfluktuationer , det vill säga förse vakuumet med just denna typ av energi. Värdet på den kosmologiska konstanten uppskattas i storleksordningen 10 −29 g/cm³, eller cirka 1,03 keV /cm³ (cirka 10 −123 i Planck-enheter ) [9] .

Den kosmologiska konstanten har ett negativt tryck som är lika med dess energitäthet. Anledningarna till att den kosmologiska konstanten har ett undertryck härrör från klassisk termodynamik. Mängden energi som finns i "lådan med vakuum" av volymen är lika med , där  är energitätheten för den kosmologiska konstanten. En ökning av volymen på "lådan" ( positivt) leder till en ökning av dess inre energi, vilket innebär att den utför negativt arbete. Eftersom det arbete som utförs genom att ändra volymen är lika med , där  är trycket, då  är negativt och i själva verket (koefficienten som förbinder massa och energi är lika med 1) [2] .

Enligt den allmänna relativitetsteorin beror gravitationen inte bara på massan (densiteten), utan också på trycket och trycket har en större koefficient än densiteten. Undertryck bör ge upphov till repulsion, antigravitation , och orsakar därför accelerationen av universums expansion [10] .

Det viktigaste olösta problemet med modern fysik är att de flesta kvantfältteorier , baserade på energin från kvantvakuumet , förutsäger ett enormt värde av den kosmologiska konstanten - många storleksordningar större än det tillåtna värdet enligt kosmologiska begrepp. Den vanliga formeln för kvantfältteorin för summering av vakuumnollpunktssvängningar av fältet (med en cutoff i vågantalet vibrationslägen som motsvarar Plancklängden ) ger en enorm vakuumenergitäthet [11] [12] . Detta värde måste därför kompenseras av någon handling, nästan lika (men inte exakt lika) i absolut värde, men med motsatt tecken. Vissa supersymmetri (SATHISH) teorier kräver att den kosmologiska konstanten är exakt noll, vilket inte heller hjälper till att lösa problemet. Detta är kärnan i det " kosmologiska konstantproblemet ", det svåraste problemet med " finjustering " i modern fysik: inget sätt har hittats för att från elementarpartikelfysiken härleda det extremt lilla värdet av den kosmologiska konstanten definierad i kosmologi. Vissa fysiker, inklusive Steven Weinberg , anser att den så kallade. Den " antropiska principen " är den bästa förklaringen till den observerade fina energibalansen i kvantvakuumet.

Trots dessa problem är den kosmologiska konstanten på många sätt den mest ekonomiska lösningen på problemet med ett accelererande universum. Ett enda numeriskt värde förklarar många observationer. Därför inkluderar den nuvarande allmänt accepterade kosmologiska modellen ( lambda-CDM-modellen ) den kosmologiska konstanten som ett väsentligt element.

Quintessence

Ett alternativt tillvägagångssätt föreslogs 1987 av den tyske teoretiske fysikern Christoph Wetterich [13] [14] . Wetterich utgick från antagandet att mörk energi är ett slags partikelliknande excitationer av ett visst dynamiskt skalärfält som kallas "kvintessens" [15] . Skillnaden från den kosmologiska konstanten är att kvintessensens täthet kan variera i rum och tid. För att kvintessensen inte ska kunna "samlas" och bilda storskaliga strukturer efter exemplet med vanlig materia (stjärnor etc.) måste den vara väldigt lätt, det vill säga ha en stor Compton-våglängd .

Inga bevis för kvintessensens existens har ännu upptäckts, men en sådan existens kan inte uteslutas. Kvintessenshypotesen förutspår en något långsammare acceleration av universum än den kosmologiska konstanthypotesen. Vissa forskare tror att det bästa beviset för kvintessensen skulle vara brott mot Einsteins ekvivalensprincip och variationer i grundläggande konstanter i rum eller tid. Förekomsten av skalära fält förutsägs av standardmodellen och strängteorin , men detta väcker ett problem som liknar det kosmologiska konstantfallet: renormaliseringsteorin förutspår att skalära fält måste få betydande massa.

Problemet med kosmiska sammanträffanden väcker frågan om varför universums acceleration började vid en viss tidpunkt. Om accelerationen i universum hade börjat före detta ögonblick skulle stjärnor och galaxer helt enkelt inte ha hunnit bildas, och livet skulle inte ha någon chans att uppstå, åtminstone i den form vi känner till. Anhängare av den " antropiska principen " anser att detta faktum är det bästa argumentet till förmån för deras konstruktioner. Men många modeller av kvintessens tillhandahåller så kallat "följbeteende" som löser detta problem. I dessa modeller har kvintessensfältet en densitet som anpassar sig till strålningstätheten (utan att nå den) fram till tidpunkten för utvecklingen av Big Bang, då balansen mellan materia och strålning bildas. Efter denna punkt börjar kvintessensen bete sig som den önskade "mörka energin" och dominerar så småningom universum. Denna utveckling sätter naturligtvis ett lågt värde för nivån av mörk energi.

Tillståndsekvation (tryckberoende på energitäthet) för kvintessens: där (för vakuum ).

Andra möjliga typer av mörk energi har föreslagits: fantomenergi , för vilken energitätheten ökar med tiden (i tillståndsekvationen för denna typ av mörk energi ), och den så kallade "kinetiska kvintessensen", som har formen av icke-standardiserad kinetisk energi . De har ovanliga egenskaper: till exempel kan fantomenergi leda till en Big Rip [16] av universum.

Under 2014 visade data från BOSS-projektet ( Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ) att, med en hög grad av noggrannhet, är värdet av mörk energi en konstant [17] .

Manifestation av okända egenskaper hos gravitationen

Det finns en hypotes att det inte finns någon mörk energi alls, och den accelererade expansionen av universum förklaras av de okända egenskaperna hos gravitationskrafter , som börjar manifestera sig på avstånd i storleksordningen av den synliga delen av universum. [3] .

Konsekvenser för universums öde

Det uppskattas att den accelererande expansionen av universum började för cirka 5 miljarder år sedan. Det antas att innan denna expansion saktades ner på grund av gravitationsverkan av mörk materia och baryonisk materia. Tätheten av baryonisk materia i det expanderande universum minskar snabbare än densiteten av mörk energi. Så småningom börjar mörk energi ta över. Till exempel, när universums volym fördubblas, halveras densiteten av baryonisk materia, medan densiteten av mörk energi förblir nästan oförändrad (eller exakt oförändrad - i fallet med den kosmologiska konstanten).

Om den accelererande expansionen av universum fortsätter på obestämd tid, kommer galaxer utanför vår superkluster av galaxer förr eller senare att gå bortom händelsehorisonten och bli osynliga för oss, eftersom deras relativa hastighet kommer att överstiga ljusets hastighet . Detta är inte ett brott mot speciell relativitet . Det är faktiskt omöjligt att ens definiera "relativ hastighet" i krökt rum-tid. Relativ hastighet är vettig och kan endast bestämmas i platt rum-tid, eller på en tillräckligt liten (som tenderar mot noll) sektion av krökt rum-tid. Varje form av kommunikation bortom händelsehorisonten blir omöjlig, och all kontakt mellan objekt förloras. Jorden , solsystemet , vår galax och vår superkluster kommer att vara synliga för varandra och i princip nås med rymdflyg, medan resten av universum kommer att försvinna i fjärran. Med tiden kommer vår superkluster att komma till ett tillstånd av värmedöd , det vill säga scenariot som antogs för den tidigare, platta modellen av universum med en dominans av materia kommer att bli verklighet.

Det finns mer exotiska hypoteser om universums framtid. En av dem antyder att fantomenergi kommer att leda till den sk. "divergent" förlängning. Detta innebär att den expanderande kraften av mörk energi kommer att fortsätta att öka i det oändliga tills den överträffar alla andra krafter i universum. Enligt detta scenario bryter mörk energi så småningom alla gravitationsbundna strukturer i universum, överträffar sedan krafterna från elektrostatiska och intranukleära interaktioner , bryter atomer, kärnor och nukleoner och förstör universum i en stor rivning .

Å andra sidan kan mörk energi så småningom försvinna eller till och med förändras från frånstötande till attraktiv. I det här fallet kommer gravitationen att råda och föra universum till " Big Crunch ". Vissa scenarier antar en "cyklisk modell" av universum. Även om dessa hypoteser ännu inte bekräftas av observationer, är de inte helt förkastade. En avgörande roll för att fastställa universums yttersta öde (som utvecklas enligt Big Bang- teorin ) måste spelas av noggranna mätningar av accelerationshastigheten.

Universums accelererade expansion upptäcktes 1998 under observationer av supernovor av typ Ia [18] [19] . För denna upptäckt fick Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt och Adam Riess 2006 Shao-priset i astronomi och 2011 års Nobelpris i fysik .

Kritik

Resonanta artiklar som kritiserar mörk energi dyker upp regelbundet, och även om författarna vanligtvis uttrycker sig med återhållsamhet i själva verken, presenterar de sina slutsatser i anteckningar och kommentarer till journalister i en överdriven form, [20] till exempel som ifrågasätter själva förekomsten av mörk energi:

• År 2010 ifrågasatte Tom Shanks från Durham University WMAP- resultaten som bekräftade förekomsten av mörk energi på grund av den smetande effekten av CMB . [21]
• 2016 presenterade Nikolai Gorkavy en hypotes där gravitationsvågor tog platsen för mörk energi . [22]
• 2019 publicerade Artem Astashenok och Alexander Teplyakov en artikel där de föreslog att observationsdata, vanligtvis tolkade som bevis på en accelererad expansion av universum, är av en annan karaktär, särskilt på grund av påverkan av Casimir-effekten . [23]

En del av arbetet med att kritisera mörk energi bygger på det faktum att man fann att spektra av supernovor av typ Ia , som ansågs vara lika, faktiskt är olika; dessutom var supernovaformen av typ Ia, som är relativt sällsynt idag, mycket vanligare tidigare i universums historia :

• År 2015 fann ett team ledd av forskare från University of Arizona att supernovor av typ Ia är uppdelade i två grupper med olika ljusstyrka, vilket minskade uppskattningen av expansionshastigheten för galaxer i universum. [24]
• År 2016 släppte Jakob Nielsen en artikel där han, endast baserat på analysen av ljusstyrkan hos supernovor av typ Ia , hävdade att universum inte expanderar i en accelererad hastighet. [25]
• År 2020 slutförde astronomer från University of Yonsei, tillsammans med kollegor från University of Lyon och KASI , en analys som visade, enligt forskarna, att själva antagandet om förekomsten av mörk energi gjordes på basis av av en förmodligen felaktig uppskattning av ljusstyrkan hos "standardljus". [26] [27] Det noteras att författarna inte infogade sina revolutionerande slutsatser i själva verket, kanske på grund av det lilla urvalet och bristen på överensstämmelse mellan andra kosmologiska parametrar som beräknats av astronomer med resultaten av observationer, inklusive Planck-rymdobservatoriet . [tjugo]

Det finns olika experimentanläggningar vars uppgifter inkluderar detektering av mörk energi (de är främst engagerade i sökandet efter WIMP-partiklar och har från och med 2018 inte fått några positiva resultat): [28]

• SNOLAB nära Ontario i Kanada, Super CDMS och DEAP -3600 är också planerade
• LUX-experiment i Lida, South Dakota
• EDELWEISS experiment i de franska alperna
• PandaX vid JinPing Underground Laboratory i Kina
• Jadugud Underground Science Laboratory i Indien
• XENON1T i de italienska Apenninerna
• ADMX University of Washington, USA ( axions )
• BEST, Baksan Neutrino Observatory , Ryssland ( steril neutrino ) [29]

Den rådande uppfattningen i forskarsamhället är dock att närvaron av mörk energi är ett etablerat faktum. [22] Även om det inte finns några direkta observationer av mörk energi, är observationer av CMB från Planck rymdobservatorium det starkaste beviset för förekomsten av mörk energi. [20] Många observationsresultat, i synnerhet baryonoscillationer [20] och svag gravitationslinsning , finner inte övertygande förklaringar annat än inom ramen för Lambda-CDM-modellen .

Anteckningar

1. ↑ Mörk energi nära oss Arkiverad 28 december 2005 på Wayback Machine // Astronet
2. ↑ 1 2 Astronet > Mörk energi nära oss . Hämtad 29 mars 2010. Arkiverad från originalet 10 juni 2011. (obestämd)
3. ↑ 1 2 3 4 Mario Livio , Adam Riess. Rebus of dark energy  // I vetenskapens värld . - 2016. - Nr 5-6 . - S. 50-57 . Arkiverad från originalet den 27 oktober 2017.
4. ↑ Ade, PAR; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al . (Planck Collaboration). Planck 2013 resultat. I. Översikt över produkter och vetenskapliga resultat – Tabell 9  (eng.)  // Astronomy and Astrophysics (inlämnad)  : journal. - 2013. - 22 mars. - . - arXiv : 1303.5062 . Arkiverad från originalet den 23 mars 2013.
5. ↑ Francis, Matthew. Första Planck-resultaten: Universum är fortfarande konstigt och intressant . Arstechnica (22 mars 2013). Hämtad 3 oktober 2017. Arkiverad från originalet 2 maj 2019. (obestämd)
6. ↑ Planck fångar porträtt av det unga universum och avslöjar det tidigaste ljuset . University of Cambridge (21 mars 2013). Hämtad 21 mars 2013. Arkiverad från originalet 17 april 2019. (obestämd)
7. ↑ 1 2 3 4 Boris Stern , Valery Rubakov Astrofysik. Trinity alternativ. - M., AST, 2020. - sid. 34-51
8. ↑ Ignatiev, 2016 , sid. tio.
9. ↑ Ignatiev, 2016 , sid. 48.
10. ↑ Astronet > Mörk energi nära oss . Hämtad 29 mars 2010. Arkiverad från originalet 10 juni 2011. (obestämd)
11. ↑ S. Weinberg "Problemet med den kosmologiska konstanten", Uspekhi fizicheskikh nauk , augusti 1989, vol. 158, nr. 4, sid. 640-678
12. ↑ Ya. B. Zel'dovich "Vakuumteorin löser kanske kosmologins gåta" Arkivexemplar av 22 juli 2018 på Wayback Machine , Uspekhi fizicheskikh nauk , mars 1981, vol. 133, nr. 3, sid. 479-503
13. ↑ Cosmology and the Fate of Dilatation Symmetry , C. Wetterich, Nucl. Phys. B 302 , 668 (1988)
14. ↑ Cosmon-modellen för en asymptotiskt försvinnande tidsberoende kosmologisk "konstant" , C. Wetterich, Astron. Astrofys. 301 , 321 (1995), arXiv: hep-th/9408025v1
15. ↑ Caldwell RR, Steinhardt PJ Phys.Rev. D 57, 6057 (1998).
16. ↑ Universums brott . Hämtad 27 mars 2013. Arkiverad från originalet 8 juli 2012. (obestämd)
17. ↑ Noggrann karta över kosmos bekräftar idén om ett oändligt platt universum . Hämtad 11 september 2014. Arkiverad från originalet 13 februari 2015. (obestämd)
18. ↑ Riess, A. et al. 1998, Astronomical Journal , 116, 1009
19. ↑ Perlmutter, S. et al. 1999, Astrophysical Journal , 517, 565
20. ↑ 1 2 3 4 Oleg Verkhodanov. Säg ett ord om mörk energi  // Trinity option - Nauka  : tidning. - 2020. - 28 januari ( nummer 296 , nr 2 ). - S. 10-11 . Arkiverad från originalet den 27 januari 2020. (ryska)
21. ↑ Clara Moskowitz. Mörk energi och mörk materia kanske inte existerar , hävdar forskare  . space.com (13 juni 2010). Hämtad 16 januari 2020. Arkiverad från originalet 30 juni 2020.
22. ↑ 1 2 Anton Biryukov, Pavel Kotlyar. "Begraver du mörk energi?" - "Jag antar det . " gazeta.ru (1 augusti 2016). Hämtad 27 januari 2020. Arkiverad från originalet 27 januari 2020. (ryska)
23. ↑ A.V. Astashenok och A.S. Tepliakov. Några modeller av holografisk mörk energi på Randall–Sundrum brane och observationsdata  (engelska)  // International Journal of Modern Physics D : journal. - 2019. - ISSN 1793-6594 . - doi : 10.1142/S0218271819501761 . Arkiverad 1 oktober 2021.
24. ↑ Accelerera universum? Inte så snabbt  (engelska) . Phys.org . University of Arizona (10 april 2015). Hämtad 16 januari 2020. Arkiverad från originalet 19 april 2019.
25. ↑ Nielsen, JT; Guffanti, A.; Sarkar, S. Marginalbevis för kosmisk acceleration från supernovor av typ Ia   // Scientific Reports  : journal. - 2015. - Vol. 6 . — S. 35596 . - doi : 10.1038/srep35596 . - . - arXiv : 1506.01354 . — PMID 27767125 .
26. ↑ Nya bevis visar att nyckelantagandet som gjordes i upptäckten av mörk energi är  felaktigt . Phys.org . Yonsei University (6 januari 2020). Hämtad 16 januari 2020. Arkiverad från originalet 13 januari 2020.
27. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree Tidiga värdgalaxer av typ Ia supernovor. II. Bevis för evolution av ljusstyrka i supernovakosmologi arXiv:1912.04903 Arkiverad 11 januari 2020 på Wayback Machine
28. ↑ KATIA MOSKVITCH. Tänk om allt vi vet om mörk materia är helt fel?  (engelska) . wired.co.uk . Trådbunden (28 september 2018). Hämtad 27 januari 2020. Arkiverad från originalet 12 januari 2020.
29. ↑ Hoppas på BÄST. I ett underjordiskt observatorium i Kaukasus öppen jakt på sterila neutriner . TASS (2 augusti 2019). Hämtad 27 januari 2020. Arkiverad från originalet 5 februari 2020. (ryska)

Litteratur

• Ignatiev Yu.G. Klassisk kosmologi och mörk energi . - Kazan: Publishing House of Kazan University , 2016. - 248 sid. - ISBN 978-5-00019-692-2 .
• Amendola L., Tsujikawa S. Mörk energi: teori och observationer. - Cambridge University Press, 2010. - 491 sid.
• Dark Energy: Observational and Theoretical Approaches / ed. P. Ruiz-Lapuente. - Cambridge University Press, 2010. - 339 s.
• Kragh HS, Overduin JM The Weight of the Vacuum: A Scientific History of Dark Energy. — Springer, 2014. — 113 sid.
• Li M., Li X., Wang S., Wang Y. Mörk energi. - Singapore: World Scientific, 2015. - 254 sid.
• Einasto Ya. , Chernin A.D. Mörk materia och mörk energi. - M. : Vek-2, 2018. - 176 sid. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
• Chernin A.D. Mörk energi och global antigravitation // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Ryska vetenskapsakademin , 2008. - T. 178 . - S. 267-300 . - doi : 10.3367/UFNr.0178.200803c.0267 . (ryska)
• Lukash V. N. , Rubakov V. A. Mörk energi: myter och verklighet // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Ryska vetenskapsakademin, 2008. - T. 178 . - S. 301-308 . - doi : 10.3367/UFNr.0178.200803d.0301 . (ryska)
• Carroll SM Den kosmologiska konstanten // Living Reviews in Relativity. - 2001. - Vol. 4. - S. 1-56. - doi : 10.12942/lrr-2001-1 .
• Calder L., Lahav O. Dark Energy: tillbaka till Newton? // Astronomi & geofysik. - 2008. - Vol. 49. - P. 1,13-1,18. - doi : 10.1111/j.1468-4004.2008.49113.x . - arXiv : 0712.2196 .
• Huterer D., Shafer DL Mörk energi två decennier efter: observerbara, sonder, konsistenstest // Reports on Progress in Physics. - 2018. - Vol. 81. - P. 016901. - doi : 10.1088/1361-6633/aa997e . - arXiv : 1709.01091 .
• Brax P. Vad får universum att accelerera? En recension om vad mörk energi kan vara och hur man testar det // Reports on Progress in Physics. - 2018. - Vol. 81. - P. 016902. - doi : 10.1088/1361-6633/aa8e64 .

Länkar

• Artiklar och recensioner om mörk energi på Modern Cosmology 
• Chernin A.D. Mörk energi nära oss
• Chernin A.D. Fysiskt vakuum och rymdantigravitation
• Rincon P. Ny metod "bekräftar mörk energi" // BBC News. — 19 maj  2011

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk Stor katalanska stor kines Stor norsk Stor ryss Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	BNF : 150023930 GND : 7589166-9 J9U : 987007532623705171 LCCN : sh2001002908 NKC : ph618638