Oznaczana w równaniach literą i zwana w swej najprostszej formie stałą kosmologiczną, ta forma energii miałaby zaiste niespotykane właściwości: ujemne ciśnienie i stałą gęstość mimo zwiększania się objętości przestrzeni. To ona tworzy przeciwwagę dla wyłącznie przyciągającej grawitacji (która spowalnia ekspansję), a ponieważ ciemnej energii jest odpowiednio dużo (w przeliczeniu na gęstość masy-energii), od kilku miliardów lat zaczęła ona dominować w globalnym bilansie i tempo rozszerzania się Wszechświata wzrasta zamiast maleć.

Odkrycie przyspieszającej ekspansji było zaskoczeniem, natomiast sama obecność w równaniach opisujących Wszechświat już nie. Pojawia się ona już w pierwszych pracach Einsteina na temat ogólnej teorii względności jako stała równań. Z matematycznego punktu widzenia może mieć dowolną wartość, w tym 0; faktyczna wartość ma jednak duży wpływ na jej fizyczną interpretację. Opracowując pierwszy relatywistyczny model kosmologiczny, Einstein uważał, że równania powinny zapewnić statyczność kosmosu w największych skalach (odkrycie, że galaktyki od nas "uciekają", przyszło dopiero kilka lat później). Zauważył, że odpowiednio dobierając (dodatnią) wartość kompensując tym samym obecność materii, uzyska Wszechświat statyczny. Wkrótce potem Eddington wykazał jednak, że taki model kosmologiczny jest niestabilny na najmniejsze zaburzenia, a odkrycie ucieczki galaktyk przez Sliphera i innych (ujęte przez Hubble'a w związek ), wykluczyło poprawność modelu Wszechświata statycznego.

Einstein początkowo nie zdawał sobie sprawy, że dla czyli w modelu kosmologicznym zawierającym tylko materię, występuje albo kontrakcja, albo ekspansja Wszechświata - co pokazali dopiero Friedman oraz niezależnie Lemaître kilka lat później. Gdy prace Friedmana i Lemaître'a zdobyły już uznanie wśród ówczesnych kosmologów, sam Einstein wraz z de Sitterem zaproponowali model kosmologiczny z zerową i odpowiednio dobraną gęstością materii (gęstością "krytyczną"), który rozszerzał się od "punktu zerowego" ze stopniowo malejącym tempem ekspansji, zbiegającym do zerowego po nieskończonym czasie. Ten model był "modny", czy wręcz uważany za poprawny, aż do końca lat 1990 z braku rozstrzygających dowodów obserwacyjnych.

Po odkryciu ekspansji Wszechświata i zrozumieniu, że jest ona możliwa również we Wszechświecie wypełnionym wyłącznie materią, Einstein ponoć uznał wprowadzenie za "największą pomyłkę swojego życia" (biggest blunder). Historycy nauki i biografowie Einsteina spierają się, czy rzeczywiście tak uważał; stwierdzenie to pochodzi z książki George'a Gamowa, znanego z rozpowszechniania podkoloryzowanych anegdot - Gamow miał być jedynym świadkiem tego wyznania Einsteina. Na ironię zakrawa fakt, że "powróciła" kilka dekad później, i to raczej początkowe nieuwzględnienie możliwości ekspansji ("narzucającej" się przy modelowaniu Wszechświata rozwiązaniami równań Einsteina) należy uznać za, być może, największą pomyłkę tego genialnego uczonego.

Jednak niesłuszne byłoby sądzić, że od momentu zakwestionowania statycznego modelu Einsteina aż do końca XX wieku nikt nie rozważał niezerowej wartości Pojawia się ona zarówno w rozważaniach Friedmana, jak i Lemaître'a (a także Edingtona, de Sittera i innych) już w latach 1920. W szczególności Lemaître badał modele o różnych wartościach i gęstości materii (jako że te dwa składniki wystarczą do opisu zawartości obecnego Wszechświata w największych skalach). To w jego rozważaniach pojawia się uznawany dziś za standardowy model zapoczątkowany "punktem zerowym", zwanym dziś Wielkim Wybuchem, po którym następuje spowalniająca ekspansja (era dominacji promieniowania, a następnie materii), która potem przyspiesza (era dominacji stałej kosmologicznej). Jednak oprócz teoretycznych rozważań Lemaître'a i innych prekursorów kosmologii, przez wiele dekad nie była potrzebna do wyjaśnienia (skąpych) obserwacji - skoro wiadomo było, że Wszechświat się rozszerza, i można to ująć modelem tylko z materią, to brzytwa Ockhama każe nam przyjąć Sytuacja jednak zaczęła się zmieniać w latach 1980. Najpierw Alan H. Guth, Andrej Linde i inni zaproponowali, że w pierwszych mikrosekundach swojego istnienia (tj. zaraz po "punkcie zero" w modelu Wielkiego Wybuchu) Wszechświat doświadczył eksponencjalnej ekspansji - "inflacji". Była to próba wyjaśnienia kilku problemów kosmologicznych, takich jak jednorodność Wszechświata w największych skalach - większych niż obszary powiązane przyczynowo-skutkowo, gdyby inflacji nie było. Co ciekawe, taka eksponencjalna ekspansja jest świetnie opisywana modelem de Sittera zawierającym dodatnią i zaniedbywalną gęstość materii. Związek tej "inflacyjnej " z dzisiejszą ciemną energią jest niejasny, ale raczej nie są one tym samym, bo inflacja się zakończyła jakieś po Wielkim Wybuchu, po czym przez kilka miliardów lat w kosmosie dominowała materia.

W kontekście dyskusji o ciemnej energii ważne jest, że jednym z głównych przewidywań teorii inflacyjnej jest globalna płaskość przestrzenna Wszechświata. Innymi słowy, kosmos w największych skalach powinien według teorii inflacji mieć geometrię euklidesową. To tłumaczy popularność modelu Einsteina-de Sittera: płaskiego, zawierającego tylko materię, przez ostatnie dwie dekady XX wieku. Jednak nie wszystkie obserwacje potwierdzały prawdziwość modelu o gęstości równej krytycznej. Badania choćby wielkoskalowych przepływów galaktyk - ze znaczącym udziałem Romana Juszkiewicza - wskazywały, że materii jest za mało, by Wszechświat "domknąć" do gęstości krytycznej. Pogodzenie tego z przewidywaniami inflacji jest możliwe, gdy gęstość materii-energii domknie się do wartości krytycznej dodatnią

Stąd też i obserwacje odległych supernowych Ia - "świec standardowych" - prowadzone przez Perlmuttera, Riessa i Schmidta, pokazujące, że ekspansja przyspiesza zamiast zwalniać - padły na podatny grunt i doprowadziły do powstania modelu zwanego dziś CDM (gdzie CDM to zimna ciemna materia). Zgodność tego modelu z obserwacjami została od tej pory potwierdzona wieloma różnymi testami. Jednym z najważniejszych jest analiza właściwości mikrofalowego promieniowania tła, która pozwala zarówno z dużą dokładnością ustalić globalną krzywiznę przestrzeni (wynoszącą zero - płaskość), jak i średnią gęstość materii (wynoszącą około gęstości krytycznej). Już te dwa fakty pokazują, że konieczny jest model z dopełniającą gęstość masy-energii do wartości krytycznej. Obrazu dopełniają inne dane, choćby bardziej dziś dokładne niż pod koniec XX wieku pomiary tempa ekspansji Wszechświata w funkcji czasu kosmicznego, już nie tylko z supernowych, ale i tzw. barionowych oscylacji akustycznych. Wszystkie one pokazują jednoznacznie, że ekspansja kosmosu przyspiesza.

"Jednoznacznie" to jednak nawet we współczesnej "kosmologii precyzyjnej" duże słowo. Głównym problemem z ciemną energią pozostaje fakt, że nie mamy zupełnie pojęcia, czym mogłaby być w fizycznym sensie. O ile ciemną materię próbuje się wyjaśnić w oparciu o dobrze ugruntowane hipotezy (takie jak cząstki elementarne wykraczające poza model standardowy), to ciemna energia modelowana jest głównie fenomenologicznie. Uznaje się ją za jakiś rodzaj "energii próżni" i w oparciu o obserwacje astronomiczne próbujemy nałożyć ograniczenia na jej równanie stanu. Jak dotąd, ograniczenia te są bardzo słabe i wiemy jedynie, że jest to zgodne w granicach (dużych) błędów z czyli stałą kosmologiczną - najprostszą teoretycznie formą ciemnej energii, dla której ten związek nie zmienia się z czasem. Rozwija się jednak wiele innych modeli, począwszy od "kwintesencji" i jej podobnych (równanie stanu zmienne w czasie), po zmodyfikowaną grawitację, w której w skrajnych przypadkach nie ma w równaniach w ogóle, jest za to "piąta siła" - dodatkowe oddziaływanie, w wyniku którego grawitacja jest słabsza na bardzo dużych kosmicznych skalach, co skutkuje przyspieszającą ekspansją. Niektórzy natomiast twierdzą, że żadna modyfikacja grawitacji nie jest konieczna, należy natomiast zrewidować nasz opis Wszechświata jako jednorodnego i izotropowego. Według tego rodzaju modeli przyspieszanie ekspansji jest pozorne, a to, że je "widzimy", wynika ze zbyt uproszczonego modelu, w którym obserwacje są interpretowane.

Zarówno modele zmodyfikowanej grawitacji, jak i te zakładające znaczące niejednorodności, mają swoje wady, na pewno nie mniejsze niż standardowy model kosmologiczny, jakim jest CDM. A ponieważ żadne obserwacje kosmologiczne nie wskazują obecnie na znaczne odstępstwa od modelu standardowego (a w każdym razie nie widać, aby jakiś inny model lepiej je wyjaśniał), brzytwa Ockhama odcina wszystko, co nie jest CDM. Czy to się zmieni w najbliższych latach, gdy nowe, większe i głębsze przeglądy kosmosu staną się rzeczywistością? Czy ambitne programy, takie jak Euclid, LSST, JWST czy SKA, przybliżą nas do wyjaśnienia zagadki czy wręcz przeciwnie?