A kozmológiai állandó által dominált univerzum

Az ideális folyadék energiasűrűségének és nyomásának

$$\rho = \rho _{1}+\frac{\Lambda }{8\pi G} ,$$

$$p = p_{1}-\frac{\Lambda }{8\pi G}$$ (6.18)

transzformációi után a folyadék energia-impulzus tenzora

$$T^{ab}=T_{1}^{ab}-\frac{\Lambda }{8\pi G}g^{ab}$$ (6.19)

lesz, ahol $T_{1}^{ab}$ a $\left( \rho _{1}, p_{1}\right)$ által jellemzett folyadék energia-impulzus tenzora, $\Lambda$ pedig az ún. kozmológiai állandó. Amennyiben az Univerzumban található anyagot a $\left( \rho _{1}, p_{1}\right)$ jellemzi, a kozmológiai állandó is jelen lehet az egyenletekben. Eredetileg Einstein azért vezette be a kozmológiai állandót, hogy az Univerzum sztatikus lehessen (Einstein-univerzum), a Hubble-tágulás felfedezése után azonban ezt tévedésként értékelte. Természetesen a kozmológiai állandó előjelétől és értékétől függ, hogy éppen sztatikus lesz-e az Univerzum, vagy más, például gyorsulva táguló. A standard (standardizálható) gyertyaként is ismert Ia típusú szupernóvák abszolút fényessége jól meghatározható, így a látszó fényesség egy távolságbecslést ad. A spektrum vöröseltolódása az univerzális tágulás ismeretében egy másik távolságbecslést ad. A két becslés összevetésésből meghatározható, hogy a szupernóva-robbanás óta eltelt idő alatt miként fejlődött az Univerzum. A 2011-es Nobel-díj nyertesei (Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, Adam G. Riess) a múlt évezred végén publikálták azon elemzéseiket, amelyek segítségével a távoli^6.3szupernóvák megfigyeléséből arra következtettek, hogy az Univerzum tágulása lassulás helyett gyorsul! Egy elég nagy pozitív kozmológiai állandó pont ilyen gyorsuló tágulást idéz elő. Általában a gyorsuló tágulást előidéző anyagformákat sötét energiának nevezik, a sötét energia legegyszerűbb modelje pedig éppen a kozmológiai állandó.

A kozmológiai állandó felfogható egy olyan ideális folyadékként, amelynek energiasűrűsége $\rho =\Lambda$ és nyomása $p=-\Lambda$, azaz a barotropikus index $w=p/\rho =-1$. Ez egy furcsa energiaforma, hiszen a táguló Univerzumban a térfogatok növekednek, az energiasűrűsége mégis állandó, így az általa képviselt összenergia folyamatosan növekszik! Könnyen belátható, hogy az időben csökkenő energiasűrűségű por és sugárzás rövid időn belül elhanyagolhatóvá válik, és az Univerzum fejlődését kizárólag $\Lambda$ határozza meg. A Friedmann-egyenletből ($K=0$ esetén) az következik, hogy a skálafaktor fejlődése exponenciálissá válik

$$a\propto \exp \left( \sqrt{\frac{\Lambda }{3}}t\right) .$$ (6.20)

A távolságok exponenciálisan (a fénysebességet jóval meghaladó sebességgel) végtelenné növekszenek, a csillagok eltűnnek az égről, ún. de Sitter-univerzum alakul ki.