Тёмная энергия является ключевым компонентом современной космологии. В стандартной модели Вселенной тёмная энергия является движущей силой расширения Вселенной. В общей теории относительности она описывается как космологическая постоянная, что делает тёмную энергию частью структуры пространства и времени. Однако по мере накопления наблюдательных данных увеличились неопределённости этой модели. Например, скорость космического расширения, которую наблюдают учёные, зависит от используемого метода наблюдения, что известно как «проблема напряжения Хаббла». Кроме того, хотя предполагается, что тёмная энергия равномерно распределена по Вселенной, есть некоторые намёки на то, что это может не быть так.
На горизонте миллиардов световых лет космического пространства видно, что материя сгруппирована в галактики, а галактики объединены в скопления, так что Вселенная имеет «сгустки» материи, разделённые огромными пустотами. На малых масштабах это означает, что распределение материи неравномерно. Однако по мере перехода к более крупным масштабам, около миллиарда световых лет, среднее распределение материи выравнивается. На больших масштабах Вселенная является однородной и изотропной, то есть не имеет направленной структуры или предпочтительного направления. Это означает, что можно описать Вселенную как одинаковую в любом направлении, что известно как «принцип однородности». Применяя этот принцип к космическому расширению, можно описать Вселенную с помощью метрики Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера (FLRW), где тёмная энергия является космологической постоянной.
