Bilans masy i energii różnych składników Wszechświata otrzymuje się na podstawie wielu obserwacji. Bardzo ważne jest badanie fluktuacji natężenia mikrofalowego promieniowania tła dochodzącego do Ziemi ze wszystkich kierunków. Promieniowanie to zostało wyemitowane na wczesnym etapie ewolucji Wszechświata podczas tzw. rekombinacji, czyli połączenia protonów i cząstek alfa w atomy wodoru i helu. Szczegóły rozkładu tego natężenia na sferze niebieskiej pozwalają wyciągnąć wnioski o:

• geometrii Wszechświata (okazuje się, że przestrzeń jest z bardzo dobrym przybliżeniem płaska, czyli jest raczej trójwymiarowym odpowiednikiem płaszczyzny niż powierzchni kuli czy jakiejś innej fantazyjnie powykrzywianej powierzchni);
• ilości barionów (zwykłej materii) we Wszechświecie, niezależnie od tego, czy materię tę widzimy dziś jako świecącą (gwiazdy i gorący gaz), czy nie;
• ilości ciemnej materii (o której naturze niewiele jeszcze wiadomo, bo nie schwytano jej jeszcze w laboratorium), która nie świeci i nie oddziałuje ze światłem, więc o jej własnościach można wnioskować najwyżej pośrednio, wiadomo zaś tyle, że zachowuje się jak zwykłe, ciężkie cząstki.

Te obserwacje, a zwłaszcza wniosek o istnieniu ciemnej materii, są zgodne z badaniami krzywych rotacji galaktyk (gwiazdy okrążają centra galaktyk szybciej niż by na to pozwalała siła grawitacyjna pochodząca wyłącznie od świecącej materii) oraz symulacji łączenia się materii w obserwowane struktury kosmiczne, takie jak galaktyki i gromady galaktyk.

Należy do tego dołączyć jeszcze trzy argumenty:

• ogólna teoria względności wiąże tempo rozszerzania się Wszechświata (mierzalne), jego geometrię (mierzalną) z gęstością masy i energii wszystkich jego składników (odpowiednia zależność nosi nazwę równania Friedmana). Wymienione powyżej promieniowanie, bariony (i inne znane cząstki) oraz ciemna materia dają za mały wkład, by wyjaśnić owo tempo.
• dalekie supernowe są ciemniejsze niż powinny być we Wszechświecie wypełnionym powyższymi składnikami, co sugeruje, że oddalały się one szybciej, a najlepsze dopasowanie do danych otrzymuje się dla Wszechświata, którego tempo rozszerzania przyspiesza w określony sposób.
• symulacje łączenia się materii w obserwowane struktury kosmiczne działają najlepiej dla Wszechświata rozszerzającego się z przyspieszeniem.

Wkład do gęstości energii Wszechświata rozszerzającego się w sposób przyspieszony określa się mianem ciemnej energii.

Łącząc te wszystkie obserwacje (oraz parę innych) i przeprowadzając ich dokładną ilościową analizę, otrzymuje się konkretne wnioski dla ilości promieniowania, barionów, ciemnej materii i ciemnej energii znajdujących się we Wszechświecie.