如何检测暗物质/暗能量的存在
有很多种方法可以做到这一点，所以我将尝试向您展示理解它的最简明的方法。我们可以利用来自普朗克卫星的数据来做到这一点，普朗克卫星正在研究我们能在宇宙中探测到的最古老的光（宇宙微波背景；招商银行）。它基本上可以告诉我们宇宙微波背景下结构的典型大小。（也就是说，今天我们看到的星系以特定的尺度照亮了天空的一部分。不同的星系在地球上看起来大小不同，所以它们给出了大小的分布。如果我们把时间看得足够远，我们也可以做同样的过程，但要看能形成星系的结构）。最终，普朗克数据给出了这样一个功率谱：
（不用太担心轴。）
功率谱以以下方式限制宇宙的组成：
峰顶左右的位置告诉我们宇宙的总能量密度。它可以分为质子、中子、电子、中微子（“正常物质”）、光子、暗能量、暗物质等等。它只关心总能量密度。
最高峰的高度告诉我们宇宙的质量密度。这和总能量密度不同，因为它不包括相对快速运动的物体，比如光子，或者暗能量。这个质量包括“正常”物质和暗物质。就像左右的位置与总能量的比例无关，峰的高度与物质的种类无关。质量越多，就会有越多的物质聚集到这个结构中。
第一个峰值和第二个峰值之间的相对高度告诉你有多少物质是暗物质（有多少物质不能吸收光线）。普通物质吸收光，但“暗”物质不吸收光（因此才有了“暗”）。
所以这告诉我们有一个总的能量，它的一部分是物质，一部分是正常物质。剩下的物质一定是“暗物质”。剩下的能量一定是别的什么。使用其他探测器（在“映射”部分讨论），我们发现剩余的能量具有我们归因于暗能量的特性。
我们如何描绘它们
这个问题对现代研究非常重要。我们还没有完全理解暗能量或暗物质，所以对它们进行映射提供了有用的限制。有很多方法可以做到这一点，但是暗能量调查有一个网站，它总结了同时为暗能量和暗物质绘制地图的努力。
超新星——它们非常明亮（所以我们能够看到遥远的超新星），我们知道它们发出了多少光。既然我们知道一个给定的超新星发出了多少光，并且我们观察了一个给定的亮度，我们就可以推断出它们有多远。利用光谱，我们还可以确定它们爆炸的时间。如果你发现了遥远的超新星，你可以测量宇宙膨胀的加速，而这只能由暗能量引起。（你需要遥远的超新星因为你需要测量宇宙膨胀的二阶导数；如果只测量附近时间，就只能确定一阶导数。作为历史记录，20年前使用这些数据来探测暗能量可以让你获得诺贝尔奖；现在本科生可以用真实的数据把它当作家庭作业来做。）
通过寻找更多的超新星，我们慢慢地在宇宙的不同位置放置标记，这有助于我们建立地图。现在看来，暗能量在任何地方都是一样的，但是通过观察天空中不同地方的超新星，在不同的距离，我们可能能够知道不同的区域是否有不同数量的暗能量。
引力透镜（特别是弱透镜）——这是我个人的最爱。如果能量/物质聚集在一起，它就会使时空弯曲，这看起来就会使经过的光发生扭曲。强烈的透镜效应使光发生戏剧性的弯曲。微弱的透镜效应会导致不那么剧烈的扭曲，但能提供我们所看到的星系/星系团更完整的图片（见下文）。这个想法是，如果你看一个星系，它后面有星系，背景星系会被前景星系略微扭曲。如果你有足够多的背景星系，你基本上就有一张关于在前景星系的每个位置有多少质量的地图。由于大多数质量来自暗物质，而不是普通物质，它粗略地描绘了一个星系/星系团的暗物质。然后你需要尝试确定什么是暗物质，什么是正常物质，但是引力透镜本身是描绘暗物质的一个很好的开始。
要看弱透镜作用，请看下面的图片。蓝色的等高线表示星团的质量分布；红色的等高线（近似地）显示了正常物质在星系团中的分布。黄色的叉表示两个前景星系的位置；所有的小星系都是背景，扭曲的星系。比这更专业，但这就是主要思想。
暗能量调查的网站上也有重子声振动和星系团计数的内容，但目前这些资料可能已经足够了。
