Standardní kosmologický model je označován jako $\Lambda\text{CDM}$ (Lambda - Cold Dark Matter). V Einsteinových rovnicích gravitačního pole s kosmologickým členem:

Veličina $\Lambda$ reprezentuje kosmologickou konstantu, kterou lze formálně přenést na pravou stranu jako složku efektivního tenzoru energie a hybnosti vakuové tekutiny $T_{\mu\nu}^{(\mathrm{vac})} = -\rho_\Lambda c^2 g_{\mu\nu}$.

Každá kosmologická složka $i$ je charakterizována bezrozměrným parametrem stavové rovnice $w_i \equiv \frac{P_i}{\rho_i c^2}$:

• Záření (relativistické částice): $w_r = \frac{1}{3} \implies \rho_r \propto a^{-4}$
• Chladná hmota (baryonová + temná): $w_m = 0 \implies \rho_m \propto a^{-3}$
• Kosmologická konstanta: $w_\Lambda = -1 \implies \rho_\Lambda = \mathrm{konst.} = \frac{\Lambda c^2}{8\pi G}$

Současná měření z družice Planck a baryonových akustických oscilací (BAO) udávají:

což je v dokonalé shodě s přesnou kosmologickou konstantou vakua ($w \equiv -1$). Z druhé Friedmannovy rovnice zrychlení:

Pro $w = -1$ je podmínka zrychlené expanze $\ddot{a} > 0$ splněna, jakmile $\rho_\Lambda > \frac{1}{2}\rho_m$. K tomuto přechodu (cosmic jerk) došlo v redshiftu $z_{\mathrm{trans}} \approx 0,65$ (před přibližně 6 miliardami let).

---

Přiřazení temné energie kvantové energii vakuových fluktuací naráží na největší diskrepanci v teoretické fyzice. Teoretická hustota energie vakuových nulových kmitů s cutoffem na Planckově škále $M_{\mathrm{Pl}}$ je:

Naproti tomu astronomicky pozorovaná hodnota temné energie je:

Rozdíl činí neuvěřitelných 120 řádů ($\sim 10^{120}$), což je známé jako "problém kosmologické konstanty" a poukazuje na zásadní mezeru v sjednocení kvantové teorie pole a gravitace.

---

Temná hmota musí být v čase vzniku struktur nerelativistická (Cold Dark Matter – CDM), aby umožnila vznik hierarchické struktury od malých škál k velkým. Horká temná hmota (např. standardní neutrina) byla vyloučena, protože by vymazala struktury na malých škálách mechanismem volného úniku (free streaming).

Hlavní hypotézy o povaze temné hmoty:

1. WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles): Hypozetické stabilní částice s hmotností $m_\chi \sim 10\text{ GeV} - 10\text{ TeV}$ interagující slabou silou. Přirozeně poskytují správnou současnou hustotu prostřednictvím tepelného zamrznutí (WIMP miracle): $\Omega_\chi h^2 \approx \frac{3 \times 10^{-27}\text{ cm}^3\text{s}^{-1}}{\langle \sigma v \rangle}$. Přímé detektory (XENONnT, LZ) však stlačily limit interakčního průřezu $\sigma_{\chi-N} < 10^{-47}\text{ cm}^2$.
2. Axiony a axion-like particles (ALPs): Velmi lehké pseudoskalární bosony ($m_a \sim 10^{-6} - 10^{-3}\text{ eV}$) navržené Pecceiem a Quinnem k vyřešení silného CP problému v kvantové chromodynamice (QCD). V magnetickém poli mohou konvertovat na fotony (Primakoffův jev, experimenty ADMX).
3. Primordiální černé díry (PBH): Nekvantoví kandidáti vzniklí přímým gravitačním kolapsem velkých hustotních fluktuací v raném vesmíru v asteroidovém hmotnostním okně ($M \sim 10^{17} - 10^{22}\text{ g}$).