Betrachten wir die Friedmann-Gleichungen ohne die kosmologische Konstante.
$$ \ frac { \ dot {a} ^ 2} {a ^ 2} = \ frac {8 \ pi G \ rho} {3} - \ frac {kc ^ 2} {a ^ 2} $$
Die Der Term auf der LHS ist nur die Hubble-Konstante im Quadrat $ H ^ 2 $, die als direkte Messung der Rezessionsgeschwindigkeit von Galaxien gemessen werden kann.
Der Dichteterm kann als eine Kombination von $ \ rho_ {Materie bezeichnet werden } + \ rho_ {dunkle Materie} $ beide können direkt gemessen werden; $ p_ {Materie} $ durch Beobachtung der Materie in unserer Galaxie und anderen Galaxien, während $ \ rho_ {dunkle Materie} $ durch Rotationskurven von Galaxien.
Die Krümmungskonstante $ k $ kann heute durch die Anisotropiemessungen im CMBR geschätzt werden.
Wie sich herausstellt, passen die Parameter nicht zusammen und wir benötigen mehr Massenenergie das Universum (fast 2-3 mal so viel wie wir geschätzt hatten).
So kommt Dunkle Energie oder im Grunde die kosmologische Konstante. Die kosmologische Konstante oder die dunkle Energie sind nur zwei Arten, die Gleichung zu betrachten, entweder nur als Konstante oder als Form der Massenenergie (obwohl wir gute Gründe haben, an letztere zu glauben).
Und das ist es unser heutiges Bild des Universums:
Historisch gesehen war die kosmologische Konstante für eine ganz anderer Grund.
Die zweite Friedmann-Gleichung ohne die kosmologische Konstante sieht aus:
$$ \ frac {\ ddot {a}} {a} = - \ frac {4 \ pi G} {3} \ left (\ rho + \ frac {3p} {c ^ 2} \ right) $$
Dies sagt nun voraus, dass das Universum für normale Arten von Materie langsamer werden muss. ($ \ Ddot {a} <0 $)
Nun haben die Menschen die Rotverschiebung der Supernovae vom Typ 1a gemessen und das ziemlich paradoxe Ergebnis herausgefunden, dass das Universum in seiner Expansion beschleunigt wurde.
Da normale Materie diesen Typ oder dieses Verhalten nicht erklären kann, müssen wir erneut die Dunkle Energie (oder die kosmologische Konstante) betrachten. Und so mit den kosmologischen Nachteilen tant wird die Gleichung:
$$ \ frac {\ ddot {a}} {a} = - \ frac {4 \ pi G} {3} \ left (\ rho + \ frac {3p} {c ^ 2} \ right) + \ frac {\ Lambda c ^ 2} {3} $$
Somit ist $ \ ddot {a} >0 $ möglich.
Daher ist die kosmologische Konstante notwendig, um sowohl die aktuelle Expansionsrate als auch die beschleunigte Expansion zu erklären.
Schließlich kann die beschleunigte Expansion erklärt werden, und heute haben wir das $ ΛCDM $ -Modell des Universums.
Referenzen:
1: http://en.wikipedia.org/wiki/Friedmann_equations
2: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/univacc.html
3: http://en.wikipedia.org/wiki/Lambda -CDM_model