우주의 가속 팽창

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1. 개요

우주의 가속 팽창은 우주가 팽창하는 속도가 시간이 지남에 따라 증가하는 현상이다. 1998년 Ia형 초신성 관측을 통해 가속 팽창의 증거가 처음 발견되었으며, 이는 기존 우주 팽창 감속 예측과 상반된 결과였다. 가속 팽창을 설명하기 위해 암흑 에너지, 암흑 유체, 수정 중력 이론 등 다양한 이론이 제시되었으며, 암흑 에너지는 우주 상수나 진공 에너지로 설명되기도 한다. 우주의 가속 팽창은 우주의 종말과 관련하여 빅 프리즈, 빅 립 등 다양한 시나리오를 제시하며, 암흑 에너지의 상태 방정식 매개변수에 따라 우주의 종말이 달라질 수 있다.

우주의 가속 팽창

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1. 개요
2. 우주 가속팽창의 증거
3. 우주 가속팽창의 이론적 설명
4. 우주 가속팽창과 우주의 종말

2. 우주 가속팽창의 증거

우주 마이크로파 배경의 등방성은 대폭발 이론을 입증하는 증거로, 발견 전부터 이론적으로 예측되었다. 이는 이론과 관측이 함께 쌓아 올린 표준우주모형에 힘을 실어줬다. 1992년 WMAP이 발견한 우주 마이크로파 배경의 흑체 복사와 약한 비등방성 역시 ΛCDM 모형을 완성하는 데 필요한 결정적인 증거였다. 2003년 WMAP 위성은 Ia형 초신성의 결과와 모순되지 않는 결과를 보고하여, 우주의 가속 팽창을 뒷받침했다. 이후 플랑크 위성의 결과 역시 가속 팽창을 지지하고 있다.

Ia형 초신성 관측, 바리온 음향 진동, 은하단 질량 함수 측정, 그리고 중력파 관측 등 다양한 독립적인 증거들이 우주의 가속 팽창을 뒷받침하고 있다.

* Ia형 초신성: Ia형 초신성은 밝기가 거의 일정하여 우주 거리 측정에 사용되는 '표준 촛불(Standard Candle)' 역할을 한다. 1998년, 하이 제트 초신성 탐사팀과 초신성 우주론 계획은 원거리 Ia형 초신성 관측을 통해 우주가 가속 팽창하고 있음을 발견했다.
* 바리온 음향 진동 (BAO): 초기 우주의 플라스마에서 발생한 음파와 유사한 진동으로, 우주의 대규모 구조에 흔적을 남겼다. 이 흔적의 크기를 비교하여 우주의 가속 팽창을 확인할 수 있다.
* 은하단 질량 함수: 임계 질량 이상의 은하단 수 밀도를 측정하여 암흑 에너지의 존재를 확인하고, 우주의 가속 팽창을 뒷받침한다.
* 중력파: LIGO와 VIRGO에서 발견된 중력파는 우주의 팽창 속도를 측정하는 표준 밝기원으로 작용하여 가속 팽창을 뒷받침한다.

이러한 증거들을 종합해 볼 때, 우주의 가속 팽창은 현대 우주론의 핵심적인 발견 중 하나로 자리 잡았다.

2.1. Ia형 초신성

Ia형 초신성은 백색왜성이 근접한 적색거성의 물질을 빨아들여 질량이 태양의 약 1.44배(찬드라세카르 한계)에 이르는 순간 폭발하는 현상이다. 초신성이 내뿜는 빛의 밝기는 폭발 당시 질량에 비례하므로 Ia형 초신성들은 밝기가 거의 같다. 이러한 특징 때문에 Ia형 초신성은 우주 거리 측정에 사용되는 '표준 촛불(Standard Candle)' 역할을 한다.

1998년, Ia형 초신성 관측을 통해 우주 가속 팽창의 첫 번째 증거가 나왔다. 과학자들은 하늘의 특정 영역을 반복 촬영하여 초신성을 발견하고, 후속 관측을 통해 최대 밝기를 측정하여 광도 거리로 변환했다. 빛의 스펙트럼 선을 사용하여 적색 편이를 결정할 수 있는데, 적색 편이가 약 0.1 미만인 초신성은 허블의 법칙에 따라 거의 선형적인 거리-적색 편이 관계를 보인다.

그러나 더 먼 거리에서는 우주의 팽창률 변화로 인해 이 관계가 선형에서 벗어난다. 이 편차를 통해 팽창률의 변화를 알 수 있다. 적색 편이는 초신성 폭발 당시의 우주 척도 인자를 나타내는데, 예를 들어 적색 편이 z= 0.5 인 초신성은 우주가 현재 크기의 2/3였을 때 폭발했음을 의미한다. 가속 팽창의 경우, 과거에는 팽창 속도가 더 느렸다. 따라서 가속 팽창하는 우주는 비가속 팽창 우주보다 현재 크기에 도달하는 데 더 오랜 시간이 걸렸고, 이는 더 큰 거리와 더 희미한 초신성으로 나타난다. 아담 리스(Adam Riess) 등은 고적색 편이 Ia형 초신성의 거리가 우주 상수 없이 예상되는 것보다 10%에서 15% 더 멀다는 것을 발견했다. 이는 측정된 고적색 편이 거리가 감속 우주에 비해 너무 컸다는 것을 의미한다.

1998년에 하이 제트 초신성 탐사팀과 초신성 우주론 계획은 원거리 Ia형 초신성 관측을 통해 감속 팽창(q_0 > 0)이 아님을 밝혀냈다. 이 공로로 솔 펄머터, 브라이언 P. 슈미트, 아담 리스는 2011년 노벨 물리학상을 수상했다.

하지만 일부 연구자들은 우주가 균일하고 등방적이라는 "우주론적 원리"에 의문을 제기하기도 한다. 2019년 한 논문에서는 Ia형 초신성 목록을 분석한 결과, 등방성 가속에 대한 증거가 거의 없다는 결론을 내렸다.

2.2. 우주 마이크로파 배경 (CMB)

우주 마이크로파 배경(CMB)는 우주의 재결합 시기에 우주를 채우고 있던 광자가 현재 2.725K의 열적인 마이크로파로 관측되는 현상이다. CMB에는 약간의 온도 이방성이 있으며, 이 각도 의존성 및 편광 분석을 통해 우주론적 매개변수를 높은 정밀도로 결정할 수 있다. 이는 21세기에 들어 인공위성을 이용한 CMB 온도 이방성의 고정밀 관측으로 가능해졌다. WMAP 위성은 2003년에 Ia형 초신성의 결과와 모순되지 않는 결과를 보고하여, 우주의 가속 팽창을 뒷받침했다. 이후 플랑크 위성의 결과 역시 가속 팽창을 지지하고 있다.

우주 마이크로파 배경의 등방성은 대폭발 이론의 증거로, 발견 전부터 이론적으로 예측되었다. 이는 이론과 관측이 함께 쌓아 올린 표준우주모형에 힘을 실어주었다. 1992년 WMAP이 발견한 우주 마이크로파 배경의 흑체 복사와 약한 비등방성 역시 ΛCDM 모형을 완성하는 데 필요한 결정적인 증거였다.

2.3. 바리온 음향 진동 (BAO)

재결합과 분리가 일어나기 전 초기 우주에서는 광자와 물질이 원시 플라스마 상태로 존재했다. 광자-바리온 플라스마 내 밀도가 높은 지점은 중력에 의해 수축하여 압력이 너무 커질 때까지 압축되었다가 다시 팽창했다. 이러한 수축과 팽창은 플라스마에서 음파와 유사한 진동을 생성했다. 암흑 물질은 중력으로만 상호 작용하기 때문에, 원래 과밀도의 근원인 음파의 중심에 머물렀다. 빅뱅 이후 약 38만 년에 광자는 물질로부터 분리되어 우주를 통해 자유롭게 흐름으로써 우리가 알고 있는 우주 마이크로파 배경을 생성했다. 이는 암흑 물질의 과밀도로부터 고정된 반경에 바리온 물질의 껍질을 남겼으며, 이 거리를 음향 지평선이라고 한다. 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 은하가 형성되기 시작한 것은 바로 이러한 물질 밀도의 불균일성이었다. 따라서 서로 다른 적색 편이를 가진 은하들이 군집하는 거리를 보면 표준 각직경 거리를 결정할 수 있으며, 이를 사용하여 서로 다른 우주론적 모델에 의해 예측된 거리와 비교할 수 있다.

상관 함수(두 은하가 특정 거리에 있을 확률)에서 에서 피크가 발견되었으며, (여기서 h는 무차원 허블 상수임) 이는 오늘날 음향 지평선의 크기를 나타내며, 이를 분리 당시의 음향 지평선과 비교함으로써(CMB를 사용하여) 우주의 가속 팽창을 확인할 수 있다.

초기 우주, 즉 우주 탄생 이전에는 모든 물질이 전리 상태에 있었고, 광자와의 톰슨 산란에 의해 바리온과 광자는 하나의 유체로 행동했다. 시각(우주 나이) $t$ 에서의 이 유체의 음속 $c_s$ 는 다음과 같이 주어진다.
: $c_s ( t ) = \frac{ c }{ \sqrt{ 3 ( 1 + R ( t ) } } , \ \ R ( t ) = \frac{ 3 \bar{\rho}_b ( t ) }{ 4 \bar{\rho}_\gamma ( t ) } = a ( t ) \times \frac{ 3 \Omega_{m 0} }{ 4 \Omega_{\gamma 0} }$
( $\bar{\rho}_b$ , $\bar{\rho}_\gamma$ 는 바리온과 광자의 평균 에너지 밀도, $a(t)$ 는 척도 인자)

바리온-광자 유체는 이 음파가 시간 $t$ 동안 전파되는 거리
: $r_s ( t ) = \int_0^t c_s ( t' ) a ( t' ) dt' = \frac{ 1 }{ \sqrt{ 3 } } \int_0^t \frac{ c }{ \sqrt{ 1 + R ( t' ) } } dt'$
를 전형적인 파장으로 하는 특징적인 밀도 요동(바리온 음향 진동, BAO)을 갖는다. 이 밀도 요동은 재결합 후에도 남아, 우주의 대규모 구조에도 이 파장에 해당하는 밀도 요동의 흔적이 남는다. 물질의 파워 스펙트럼에 포함된 바리온 음향 진동의 파장은 물질의 밀도 매개변수 $\Omega_{m 0}$ 로 결정되는 "우주의 자"로 기능하므로, 그 겉보기 크기(각 지름 거리)로부터 우주론적 매개변수를 관측적으로 제한하는 유용한 도구가 된다. BAO는 2005년에 SDSS에 의해 은하 분포의 상관 관계로부터 검출되었으며, 2017년의 Dark Energy Survey^영어에 의한 BAO의 해석 또한 가속 팽창과 모순되지 않는다.

2.4. 은하단 질량 함수

가속도 방정식은 시간에 따른 척도 인자의 진화를 설명한다.

: $\frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{4{\pi}G}{3}\left( \rho + \frac{3P}{c^2} \right)$

여기서 압력 는 선택된 우주론적 모형에 의해 정의된다. (설명 모형 참조)

한때 물리학자들은 우주 팽창의 감속을 확신했기 때문에 소위 감속 매개변수 를 도입했다. 최근 관측에 따르면 이 감속 매개변수는 음수이다.

은하단의 질량 함수를 측정하는 것은, 임계 질량 이상의 은하단의 수 밀도를 설명하며, 암흑 에너지에 대한 증거를 제공한다. 이러한 질량 함수를 고/저 적색편이에서 서로 다른 우주론 모형에 의해 예측된 값과 비교하여, 낮은 물질 밀도와 0이 아닌 암흑 에너지 양을 확인하는 및 의 값을 얻을 수 있다.

2.5. 중력파

LIGO와 VIRGO를 통해 최근에 발견된 중력파는 아인슈타인의 예측을 확인했을 뿐만 아니라 우주에 대한 새로운 시야를 열었다. 이 중력파는 우주의 팽창 속도를 측정하는 일종의 표준 밝기원으로 작용할 수 있다. Abbot 외 (2017년) 연구에서는 허블 상수 값을 초당 메가파섹당 약 70킬로미터로 측정했다. 변형 'h'의 진폭은 파동을 일으키는 물체의 질량, 관측 지점으로부터의 거리 및 중력파 감지 주파수에 따라 달라진다. 관련된 거리 측정은 가까운 물체의 경우 허블 상수와 같은 우주론적 매개변수에 따라 달라지며, 먼 거리의 근원에서는 암흑 에너지 밀도, 물질 밀도 등과 같은 다른 우주론적 매개변수에 따라 달라진다.

3. 우주 가속팽창의 이론적 설명

우주의 가속 팽창을 설명하기 위해 암흑 에너지, 암흑 유체, 환영 에너지 등 다양한 개념이 제안되었다. 이들은 공통적으로 우주 공간에 비교적 균일하게 분포하며 음의 압력을 가진다는 특징을 갖는다. 가장 간단한 설명은 아인슈타인 방정식의 우주 상수나 진공 에너지로 설명하는 것이다.

우주 배경 복사 발견 이후, 빅뱅 모형은 우주 진화를 설명하는 유력한 모형으로 자리잡았다. 프리드만 방정식은 우주의 에너지가 팽창을 어떻게 유발하는지 보여준다.

: $H^2={\left ( \frac{\dot{a}}{a} \right )}^2=\frac{8{\pi}G}{3}\rho-\frac{a}=-\frac{4{\pi}G}{3}\left( \rho + \frac{3P}{c^2} \right)$

여기서 ${\kappa}$ 는 우주의 곡률, $a(t)$ 는 척도 인자, $\rho$ 는 우주의 총 에너지 밀도, $H$ 는 허블 매개변수, 압력 $P$ 는 선택된 우주론적 모형에 따라 결정된다.

과거에는 팽창 감속을 나타내는 감속 매개변수 $q_0$ 를 도입했으나, 최근 관측 결과 이 값은 음수로 나타났다.

우주 인플레이션 이론에 따르면 초기 우주는 급격한 지수적 팽창을 겪었으며, 이는 현재의 가속 팽창과 유사하다.

가속 팽창은 우주 척도 인자의 두 번째 미분 값 $\ddot{a}$ 가 양수임을 의미하며, 이는 감속 매개변수 $q$ 가 음수라는 것과 같다. 그러나 허블 매개변수가 시간에 따라 증가하는 것은 아니다. 허블 매개변수는 $H(t) \equiv \dot{a}(t) / a(t)$ 로 정의되므로, 그 미분은 다음과 같다.

: $\frac{dH}{dt} = -H^2(1 + q)$

따라서 $q < -1$ 이 아니면 허블 매개변수는 시간에 따라 감소한다. 관측 결과 $q \approx -0.55$ 이므로, $\ddot{a}$ 는 양수이지만 $dH/dt$ 는 음수이다. 즉, 은하의 후퇴 속도는 증가하지만 속도/거리 비율은 감소하여, 시간이 지남에 따라 은하들은 더 느리게 구체를 통과한다.

"영 가속/감속"의 경우 $a(t)$ 는 $t$ 의 선형 함수이고, $q = 0$ , $\dot{a} = const$ , $H(t) = 1/t$ 이다.

프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량을 가정할 때, 척도 인자

a

에 관한 역학 방정식은 아인슈타인 방정식으로부터 얻어진다.

:

\frac{ \ddot{a} }{ a } = - \frac{ 4 \pi G }{ 3 c^2 } \sum_a ( \rho_a + 3 p_a ) + \frac{ \Lambda }{ 3 }

여기서

\Lambda

는 우주 상수,

\rho_a

p_a

는 성분

a

에 관한 에너지 밀도 및 압력이다. 우주 상수가 없고, 모든 성분이

:

\rho_a + 3 p_a > 0

을 만족한다면

\ddot{a} < 0

이 되어 감속 팽창 우주가 된다. 따라서 우주의 가속 팽창은 아인슈타인 중력을 가정할 경우, 양의 우주 상수가 존재하거나, 위 부등식을 깨는 에너지 성분이 존재해야 함을 나타낸다. 이러한 에너지 성분을 암흑 에너지라고 부른다.

3.1. 암흑 에너지

암흑 에너지는 우주의 가속 팽창을 설명하기 위해 제안된 개념이다. 암흑 에너지의 가장 중요한 특징은 우주 공간에 비교적 균일하게 분포하며 음의 압력(반발 작용)을 가진다는 것이다. 이는 아인슈타인 방정식의 우주 상수나 진공 에너지로 설명될 수 있다.

암흑 에너지의 압력(P)은 다음과 같은 방정식으로 표현된다.

: $P=wc^2\rho$

여기서 $c$ 는 빛의 속도이고, $\rho$ 는 에너지 밀도이다. 다양한 암흑 에너지 이론들은 $w$ 에 대해 서로 다른 값을 제시하며, 우주 가속 팽창의 경우 $w$ < -1/3이다.

가장 간단한 설명은 암흑 에너지가 우주 상수 또는 진공 에너지라는 것이며, 이 경우 $w$ = -1이다. 이는 2003년 이후의 여러 관측 결과와 잘 부합하는 람다-CDM 모형으로 이어진다. 리스(Riess) 등의 연구진은 초신성 관측 결과가 양의 우주 상수 ( $Ω_λ$ > 0) 및 가속 팽창 ( $q_0$ < 0)을 갖는 모델을 선호한다는 것을 발견했다.

프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량을 가정하면, 척도 인자 $a$ 에 관한 역학 방정식은 아인슈타인 방정식으로부터 다음과 같이 얻어진다.

: $\frac{ \ddot{a} }{ a } = - \frac{ 4 \pi G }{ 3 c^2 } \sum_a ( \rho_a + 3 p_a ) + \frac{ \Lambda }{ 3 }$

여기서 $\Lambda$ 는 우주 상수, $\rho_a$ 와 $p_a$ 는 각 성분 $a$ 의 에너지 밀도와 압력이다. 만약 우주 상수가 없고, 모든 성분이

: $\rho_a + 3 p_a > 0$

을 만족한다면, $\ddot{a} < 0$ 이 되어 팽창 속도가 감소하게 된다. 따라서 우주의 가속 팽창은 아인슈타인 중력을 가정할 때, 양의 우주 상수가 존재하거나, 위의 부등식을 만족하지 않는 특이한 에너지 성분이 존재해야 함을 의미한다. 이 두 가능성을 합쳐서 이러한 에너지 성분을 암흑 에너지라고 부른다.

3.2. 팬텀 에너지

이러한 관측들을 통해 상태 방정식 $w < -1$ 을 갖는 암흑 에너지 성분을 포함하는 우주론적 모형의 가능성을 엿볼 수 있다. 이 팬텀 에너지 밀도는 유한 시간 내에 무한대가 되어, 엄청난 중력 반발력을 일으켜 우주는 모든 구조를 잃고 빅 립으로 끝날 것이다. 예를 들어, $w = -$ 이고 $H_0$ = 70 km·s⁻¹·Mpc⁻¹인 경우, 우주가 이 빅 립으로 끝나기까지 남은 시간은 220억 년이다.

암흑 에너지 우세 우주에서는 가속 팽창이 지속되며, 그 거동은 암흑 에너지의 압력과 밀도의 비(상태 방정식 매개변수) $w = p_\Lambda / \rho_\Lambda$ 에 의해 특정된다. 우주의 가속 팽창을 일으키기 위해서는 $w < - 1/3$ 이어야 한다. 우주 상수의 경우 엄밀하게 $w = - 1$ 이며, 그 때 우주 팽창은 이윽고 지수 함수적 팽창이 되어, 우주는 영원히 존재하며 열적 죽음을 맞이할 것으로 예상된다. 그러나 $-1 < w < - 1/3$ 이 되는 팬텀 에너지라고 불리는 모델에서는, 우주는 유한한 시간 내에 무한한 크기로 팽창하며, 모든 구조가 우주 팽창에 의해 파괴될 것으로 예상된다 (빅 립). 하이퍼 슈프림 캠(Hyper Suprime-Cam) 팀에 의한 2018년의 보고에서는 스바루 망원경의 HSC를 이용한 약한 중력 렌즈 효과의 관측에 더해 플랑크 위성 및 BAO 데이터를 합한 해석에 의해 $w = -1.37^{+0.43}_{-0.36}$ 로 결론 내려졌으며, $w = -1$ 와 모순되지 않지만 거기에서 벗어날 가능성은 기각되지 않았다.

3.3. 수정 중력 이론

우주의 가속 팽창을 설명하기 위해 암흑 에너지, 암흑 유체, 환영 에너지와 같은 다양한 것들이 제안되었다. 이러한 암흑 에너지와 관련하여 가장 중요한 성질은 바로 이들이 상대적으로 균질한 우주의 공간에 분포되어 음의 압력을 가진다는 점이다. 암흑 에너지와 관련된 가장 쉬운 설명은 이것이 바로 아인슈타인 방정식의 우주 상수나 진공 에너지라는 것이다.

LIGO와 VIRGO를 통해 최근에 발견된 중력파는 아인슈타인의 예측을 확인했을 뿐만 아니라 우주에 대한 새로운 시야를 열었다. 이 중력파는 우주의 팽창 속도를 측정하는 일종의 표준 밝기원으로 작용할 수 있다. Abbot 외 2017년 연구에서는 허블 상수 값을 초당 메가파섹당 약 70킬로미터로 측정했다. 변형 'h'의 진폭은 파동을 일으키는 물체의 질량, 관측 지점으로부터의 거리 및 중력파 감지 주파수에 따라 달라진다. 관련된 거리 측정은 가까운 물체의 경우 허블 상수와 같은 우주론적 매개변수에 따라 달라지며, 먼 거리의 근원에서는 암흑 에너지 밀도, 물질 밀도 등과 같은 다른 우주론적 매개변수에 따라 달라진다.

3.4. 기타 이론

우주의 가속 팽창을 설명하기 위해 여러 가지 이론이 제시되었다. 암흑 에너지, 암흑 유체, 환영 에너지 등이 대표적인 예시이다. 이들은 공통적으로 우주 공간에 균일하게 분포하며 음의 압력을 가진다는 특징을 갖는다. 암흑 에너지에 대한 가장 간단한 설명은 아인슈타인 방정식의 우주 상수 또는 진공 에너지와 같다는 것이다.

어둠 에너지 이론 외에도 가속 팽창을 설명하기 위한 다양한 대안 이론들이 존재한다.

* 퀸테센스(물리학): 시간이 지남에 따라 밀도가 감소하는, 비-상수 상태 방정식을 가진 암흑 에너지의 한 형태이다.
* 음의 질량 우주론: 우주의 질량 밀도가 양수가 아니라 음수라고 가정하며, 음의 우주 상수를 도입한다. 오컴의 면도날에 따라 '더 간결한 가설'로 여겨지기도 한다.
* 암흑 유체: 암흑 물질과 암흑 에너지를 하나의 틀로 통합하여 가속 팽창을 설명하려는 시도이다.
* 반물질의 중력적 상호작용: 반물질의 척력적인 중력 상호작용이 가속 팽창의 원인일 수 있다는 주장이다.
* 거대 중력: 중력자 자체가 질량을 가지는 경우와 같이, 일반 상대성 이론에서 중력 법칙이 벗어나는 현상으로 가속 팽창을 설명한다. 그러나 중력파 사건 GW170817을 통한 중력 속도 측정 결과, 어둠 에너지의 대안으로 제시된 많은 수정 중력 이론들이 배제되었다.
* 백반응 추측: 우주론 학자 슉시 래사넨(Syksy Räsänen)이 제안한 모델로, 우주의 팽창 속도가 균일하지 않으며, 지구가 팽창이 배경보다 빠른 지역에 위치한다는 가설이다. 초기 우주의 불균일성으로 인해 벽과 거품이 형성되고, 거품 내부는 평균보다 물질이 적어 공간이 덜 휘어져 더 큰 부피와 빠른 팽창 속도를 가지는 것처럼 보인다는 것이다. 래사넨은 이 모델의 가능성이 낮다고 보지만, 반증되기 전까지는 가능성으로 남아 있어야 한다고 주장한다. 다만, 이 모델이 작동하려면 20% 정도의 상당히 큰 밀도 변동이 필요하다.
* 측정 편향: 어둠 에너지가 측정 상의 편향 때문에 발생한 환상일 수 있다는 가능성도 제기된다. 예를 들어, 우리가 평균보다 밀도가 낮은 공간 영역에 위치한다면, 관측된 우주 팽창 속도가 실제로는 시간 변화나 가속으로 오인될 수 있다는 것이다. 등가 원리의 우주론적 확장을 통해 우리 지역 클러스터를 둘러싼 빈 공간에서 공간이 더 빠르게 팽창하는 것처럼 보일 수 있다는 접근 방식도 있다. 이러한 효과는 약하지만 수십억 년 동안 누적되면 우주 가속의 환상을 만들 수 있으며, 마치 우리가 허블 버블 안에 살고 있는 것처럼 보이게 할 수 있다.
* 상대적 운동: 우주의 가속 팽창이 우리와 나머지 우주 사이의 상대적 운동 때문에 발생한 환상일 수 있다는 주장도 있다.
* 표본 크기 부족: 사용된 Ia형 초신성 표본 크기가 충분히 크지 않아 가속 팽창이 잘못 관측되었을 수 있다는 지적도 있다.

4. 우주 가속팽창과 우주의 종말

우주가 팽창함에 따라, 암흑 물질과 복사의 밀도는 암흑 에너지의 밀도보다 더 빠르게 감소한다. 결국 암흑 에너지가 우주를 지배하게 된다. 우주의 크기가 두 배가 될 때, 물질의 밀도는 8분의 1로 감소하지만, 암흑 에너지의 밀도는 거의 변하지 않는다(암흑 에너지가 우주 상수일 경우 정확히 일정하다).

암흑 에너지가 우주 상수인 모델에서, 우주는 먼 미래에 시간에 따라 지수적으로 팽창하며, 드 시터 우주에 점점 더 가까워진다. 이는 결국 빅뱅의 모든 증거가 사라지는 결과를 초래하며, 우주 마이크로파 배경은 낮은 강도와 더 긴 파장으로 적색편이될 것이다. 결국, 그 주파수는 너무 낮아져서 성간 매질에 흡수되어 은하 내의 모든 관찰자로부터 차단될 것이다. 이것은 우주의 나이가 현재의 50배 미만일 때 발생하며, 먼 우주가 어두워짐에 따라 모든 생명체의 종말을 초래할 것이다.

비영(非零) 우주 상수를 가진 끊임없이 팽창하는 우주는 시간의 흐름에 따라 질량 밀도가 감소한다. 이러한 시나리오에서, 모든 물질은 전자와 중성미자와 같은 고립된 안정적인 입자로 이온화되고 붕괴되어 모든 복잡한 구조가 소멸될 것으로 이해된다. 이것은 "우주의 열적 죽음"(또는 빅 프리즈)이라고 불린다.

우주의 궁극적인 운명에 대한 대안으로는 위에서 언급된 빅 립, 빅 바운스, 또는 빅 크런치가 있다. 암흑 에너지 우세 우주에서는 가속 팽창이 지속되며, 그 거동은 암흑 에너지의 압력과 밀도의 비(상태 방정식 매개변수) $w = p_\Lambda / \rho_\Lambda$ 에 의해 특정된다. 우주의 가속 팽창을 일으키기 위해서는 $w < - 1/3$ 이어야 한다. 우주 상수의 경우 엄밀하게 $w = - 1$ 이며, 그 때 우주 팽창은 이윽고 지수 함수적 팽창이 되어, 우주는 영원히 존재하며 열적 죽음을 맞이할 것으로 예상된다. 그러나 $-1 < w < - 1/3$ 이 되는 팬텀 에너지라고 불리는 모델에서는, 우주는 유한한 시간 내에 무한한 크기로 팽창하며, 모든 구조가 우주 팽창에 의해 파괴될 것으로 예상된다 (빅 립). 하이퍼 슈프림 캠(Hyper Suprime-Cam) 팀에 의한 2018년 보고에서는 스바루 망원경의 HSC를 이용한 약한 중력 렌즈 효과 관측 및 플랑크 위성, BAO 데이터를 종합하여 $w = -1.37^{+0.43}_{-0.36}$ 로 결론 내렸으며, $w = -1$ 와 모순되지는 않지만 그 가능성을 완전히 배제할 수는 없다고 밝혔다.