Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como «modelo estándar» de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.

[6]​ La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Albert Einstein como un medio para obtener una solución estable de la ecuación del campo de Einstein que llevaría a un universo estático, utilizándola para compensar la gravedad.

El mecanismo no solo fue un ejemplo poco elegante de «ajuste fino», pues pronto se demostró que el universo estático de Einstein sería inestable porque las heterogeneidades locales finalmente conducirían a la expansión sin control o a la contracción del universo.

Después de esta declaración, la constante cosmológica fue ignorada durante mucho tiempo como una curiosidad histórica.

Tal expansión es una característica esencial de muchos modelos actuales del Big Bang.

No está claro qué relación (si hay alguna), existe entre la energía oscura y la inflación.

[7]​ En ese tiempo, el problema de la masa perdida de la nucleosíntesis primordial y la estructura del universo a gran escala fue establecida y algunos cosmólogos habían empezado a teorizar que había un componente adicional en nuestro universo.

[10]​ Los resultados del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9000 millones de años y durante el periodo precedente a la aceleración cósmica.

El valor que representa esta expansión en la actualidad se denomina constante de Hubble.

Con esta masa, la enana blanca es inestable ante fugas termonucleares y explota como una supernova tipo 1a con un brillo característico.

Estas observaciones se explican suponiendo que existe un nuevo tipo de energía con presión negativa.

El experimento mejoró sus resultados gracias al equipo de Tommaso Giannantonio, quien ha probado su existencia con una certeza algo mayor a cuatro sigmas.

Si el efecto gravitacional repulsivo de la presión negativa de la energía oscura es mayor que la atracción gravitacional causada por la propia energía, resulta una expansión del tipo que se ha observado.

Otra posibilidad para explicar la expansión es postular una ecuación de campo con constante cosmológica positiva:

Esto es la constante cosmológica, algunas veces llamada Lambda (de ahí el modelo Lambda-CDM) por la letra griega

La razón por la que la constante cosmológica tiene una presión negativa se puede obtener a partir de la termodinámica clásica.

Esto casi se necesitaría cancelar, pero no exactamente, por un término igualmente grande de signo opuesto.

El consenso científico actual cuenta con la extrapolación de pruebas empíricas donde son relevantes las predicciones y el ajuste fino de las teorías hasta que se encuentre una solución más elegante.

Técnicamente, esto se suma a las teorías de comprobación contra observaciones macroscópicas.

[13]​ La discontinuidad también afecta al signo pasado de la energía del vacío, cambiando la actual presión negativa a presión atractiva, de la misma forma que se mira hacia atrás, hacia el universo primigenio.

Este hallazgo debería ser considerado como una deficiencia del modelo estándar, pero solo cuando se incluye un término de vacío.

No se ha encontrado todavía ninguna prueba de la quintaesencia, pero tampoco ha sido descartada.

Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta de la expansión del Universo que la constante cosmológica.

Si la aceleración cósmica empezó antes en el Universo, las estructuras como galaxias nunca habrían tenido tiempo de formarse y permanecer, al menos como se las conoce; nunca habrían tenido una oportunidad de existir.

Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen un llamado «comportamiento rastreador», que soluciona este problema.

Las ideas alternativas a la energía oscura han venido desde la teoría de cuerdas, la cosmología de branas y el principio holográfico, pero no han sido probadas todavía tan convincentemente como la quintaesencia y la constante cosmológica.

Realmente no hay ninguna manera de definir la «velocidad relativa» en un espacio-tiempo curvado.

A su vez, previene cualquier comunicación entre ellos y el objeto pase sin contactar.

En algunos modelos extremos la aceleración sería tan rápida que superaría las fuerzas de atracción nucleares y destruiría el universo en unos 20 000 millones de años, en el llamado Gran Desgarro (Big Rip).

Por otro lado, la energía oscura puede disiparse con el tiempo o incluso llegar a ser atractiva.