ダークエネルギー

物理宇宙論と天文学において、ダークエネルギーは宇宙に最も大きな規模で影響を及ぼすエネルギーの一形態として提唱されている。その主な効果は、宇宙の加速膨張を促進することである。ラムダCDM宇宙論モデルが正しいと仮定すると、^[1]ダークエネルギーが宇宙を支配し、現在の観測可能な宇宙の全エネルギーの68%を占める一方、暗黒物質と通常の（バリオン）物質はそれぞれ26%と5%を占め、ニュートリノや光子などの他の成分はほぼ無視できる。^{[2] [3] [4] [5]}ダークエネルギーの密度は非常に低い。7 × 10 ⁻³⁰  g/cm ³（6 × 10 ⁻¹⁰  J/m ³ ）であり、銀河内の通常の物質や暗黒物質の密度よりもはるかに小さい。しかし、空間全体で均一であるため、宇宙の質量エネルギー含有量の大部分を占めている。^{[6] [7] [8]}

ダークエネルギーの存在を示す最初の観測的証拠は、超新星の測定から得られた。Ia型超新星は一定の光度を持っているため、正確な距離の尺度として使用できる。この距離を赤方偏移（超新星が遠ざかる速度を測定）と比較すると、宇宙の膨張が加速していることがわかる。^{[9] [10]この観測以前は、科学者は宇宙の}物質とエネルギーの重力による引力により、宇宙の膨張は時間の経過とともに遅くなると考えていた。加速膨張の発見以来、ダークエネルギーの存在を支持するいくつかの独立した証拠が発見されている。

ダークエネルギーの正確な性質は謎のままであり、考えられる説明は数多くある。主な候補としては、宇宙定数^{[11] [12]}（空間を均一に満たす一定のエネルギー密度を表す）と、クインテッセンスやモジュライなどのスカラー場（時間と空間で変化するエネルギー密度を持つ動的量）がある。宇宙定数は時間と空間にわたって一定であるが、スカラー場は変化する可能性がある。その他の可能性としては、相互作用するダークエネルギー、観測効果、宇宙結合などがある（「ダークエネルギー」のセクション「ダークエネルギーの理論」を参照）。

「宇宙定数」は、一般相対性理論のアインシュタイン場方程式に追加できる定数項です。場方程式の「源項」として考えた場合、それは空の空間の質量（概念的には正または負のいずれか）または「真空エネルギー」と同等と見なすことができます。

宇宙定数は、静的な宇宙につながる重力場方程式の解を得るためのメカニズムとして、アインシュタインによって初めて提唱され、暗黒エネルギーを効果的に利用して重力のバランスをとった。 ^[13]アインシュタインは宇宙定数にΛ（大文字のラムダ）という記号を与えた。アインシュタインは、宇宙定数は「空の空間が、星間空間全体に分布する重力の負の質量の役割を果たす」ことを要求すると述べた。 ^{[14] [15]}

このメカニズムは微調整の一例であり、後にアインシュタインの静的宇宙は安定ではないことが認識された。局所的な不均一性は、最終的に宇宙の暴走膨張または収縮につながる。平衡は不安定である。宇宙がわずかに膨張すると、膨張によって真空エネルギーが放出され、それがさらなる膨張を引き起こす。同様に、わずかに収縮する宇宙は収縮し続ける。アインシュタインによれば、「空の空間」は独自のエネルギーを持つことができる。このエネルギーは空間自体の特性であるため、空間が膨張しても希釈されない。より多くの空間が存在するようになると、この空間エネルギーがより多く出現し、それによって加速膨張を引き起こす。^[16]宇宙全体の物質の不均一な分布のため、これらの種類の乱れは避けられない。さらに、 1929年にエドウィン・ハッブルが行った観測は、宇宙は膨張しているように見え、静的ではないことを示した。アインシュタインは、静的な宇宙とは対照的に動的な宇宙というアイデアを予測できなかったことを最大の失策と呼んだと伝えられている。^[17]

アラン・グースとアレクセイ・スタロビンスキーは1980年に、概念的にはダークエネルギーに似た負の圧力場が、宇宙のごく初期に宇宙インフレーションを引き起こした可能性があると提唱した。インフレーションでは、ダークエネルギーに質的に似た何らかの反発力が、ビッグバンの直後に宇宙の莫大な指数関数的膨張をもたらしたと仮定している。このような膨張は、ビッグバンの現在のほとんどのモデルの重要な特徴である。しかし、インフレーションは、今日観測されるダークエネルギーよりもはるかに高い（負の）エネルギー密度で発生したに違いなく、宇宙が誕生してわずか1秒の何分の1かの時点でインフレーションは完全に終了したと考えられている。ダークエネルギーとインフレーションの間に関係があるとしても、どのような関係があるのか​​は不明である。インフレーションモデルが受け入れられた後も、宇宙定数は現在の宇宙には無関係であると考えられていた。

ほぼすべてのインフレーション モデルは、宇宙の全密度 (物質 + エネルギー) が臨界密度に非常に近くなると予測しています。1980 年代、ほとんどの宇宙論研究は、臨界密度が物質のみのモデル、通常は 95% が冷たい暗黒物質(CDM) で 5% が通常の物質 (重粒子) であるモデルに焦点を当てていました。これらのモデルは現実的な銀河や銀河団の形成に成功していることがわかったのですが、1980 年代後半にいくつかの問題が現れました。特に、モデルでは観測で推奨される値よりも低いハッブル定数が必要であり、大規模な銀河団形成の観測がモデルによって過小予測されていました。これらの問題は、1992 年にCOBE宇宙船によって宇宙マイクロ波背景に異方性が発見された後にさらに深刻化し、1990 年代半ばを通じて、ラムダ CDM モデルや冷たい暗黒物質と熱い暗黒物質の混合モデルなど、いくつかの修正された CDM モデルが活発に研究されました。ダークエネルギーの最初の直接的な証拠は、1998年にRiessら^[18]とPerlmutterら^[19 ]が行った加速膨張の超新星観測から得られ、その後Lambda-CDMモデルが主流のモデルとなった。その後すぐに、ダークエネルギーは独立した観測によって裏付けられた。2000年には、BOOMERanGとMaxima宇宙マイクロ波背景実験で宇宙マイクロ波背景の最初の音響ピークが観測され、総（物質+エネルギー）密度が臨界密度の100%に近いことが示された。その後2001年には、2dF銀河赤方偏移サーベイで、物質密度が臨界の約30%であるという強力な証拠が示された。これら2つの大きな差は、ダークエネルギーの滑らかな成分がその差を埋めていることを裏付けている。2003～2010年のWMAPによるはるかに正確な測定は、引き続き標準モデルを裏付け、主要なパラメータのより正確な測定結果を提供している。

「ダークエネルギー」という用語は、1930年代のフリッツ・ツビッキーの「ダークマター」を彷彿とさせ、 1998年にマイケル・S・ターナーによって造られた。 ^[20]

宇宙の膨張率が時間と空間にわたってどのように変化するかを理解するには、宇宙の膨張を高精度で測定する必要があります。一般相対性理論では、膨張率の変化は宇宙の曲率と宇宙の状態方程式(空間の任意の領域における温度、圧力、および結合した物質、エネルギー、真空エネルギー密度の関係) から推定されます。暗黒エネルギーの状態方程式を測定することは、今日の観測宇宙論における最大の取り組みの 1 つです。宇宙定数を宇宙論の標準FLRW メトリックに追加すると、Lambda-CDM モデルが生まれます。これは、観測結果と正確に一致するため、「宇宙論の標準モデル」と呼ばれています。

2013年現在、ラムダCDMモデルは、プランク宇宙船や超新星レガシーサーベイを含む、ますます厳密化している一連の宇宙観測と一致しています。SNLSの最初の結果では、ダークエネルギーの平均的な振る舞い（つまり、状態方程式）が、10％の精度でアインシュタインの宇宙定数のように振る舞うことが明らかにされています。^[21]ハッブル宇宙望遠鏡高Zチームの最近の結果によると、ダークエネルギーは少なくとも90億年、そして宇宙の加速に先立つ期間に存在していたことが示されています。^{[引用が必要]}

ダークエネルギーの性質はダークマターよりも仮説的であり、多くのことが推測の領域に留まっています。^{[22]ダークエネルギーは非常に均質で}密度が低いと考えられており、重力以外の基本的な力を介して相互作用することは知られていません。 ダークエネルギーは希薄で質量がないため（およそ10 ⁻²⁷  kg/m ³）、実験室での実験では検出できない可能性があります。 ダークエネルギーが宇宙にこれほど大きな影響を与え、非常に希薄であるにもかかわらず宇宙の密度の68%を占めているのは、ダークエネルギーがそうでなければ空である空間を均一に満たすと考えられているためです。

真空エネルギー、すなわちエネルギーと時間の定式化におけるハイゼンベルクの不確定性原理に従って時間枠内で生成され相互に消滅する粒子-反粒子対は、ダークエネルギーへの主な寄与としてしばしば引き合いに出される。 ^[23]一般相対性理論によって仮定された質量とエネルギーの等価性は、真空エネルギーが重力を及ぼすはずであることを意味している。したがって、真空エネルギーは宇宙定数に寄与すると予想され、宇宙の加速膨張に影響を与える。しかし、宇宙定数問題では、真空エネルギー密度の観測値と量子場の理論によって得られるゼロ点エネルギーの理論的な大きな値との間に大きな不一致があると主張しており、この問題は未解決のままである。

実際の性質とは関係なく、ダークエネルギーは、観測されている宇宙の膨張の加速を説明するために、強い負圧を持つ必要があるだろう。一般相対性理論によれば、物質内の圧力は、その質量密度と同様に、他の物体に対するその物質の重力吸引力に寄与する。これは、物質が重力効果を生成する物理量が応力エネルギーテンソルであり、これが物質のエネルギー（または物質）密度とその圧力の両方を含むためである。フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量では、宇宙全体の強い一定の負圧（すなわち張力）は、宇宙がすでに膨張している場合は膨張を加速させ、宇宙がすでに収縮している場合は収縮を減速させることを示すことができる。この加速膨張効果は、「重力反発」と呼ばれることもある。

標準的な宇宙論では、宇宙は物質、放射線、暗黒エネルギーの3つの要素から構成される。物質とは、エネルギー密度がスケール係数の3乗の逆数、すなわちρ∝a−3に比例するものであり^{、放射線とは、エネルギー密度がスケール係数の4乗の逆数（ρ∝a−4} ） に 比例^するものである 。 これは直感的に理解できる。立方体の箱の中の普通の粒子の場合、箱の1辺の長さを2倍にすると、密度（したがってエネルギー密度）は8分の1（23 ^）に減少する。放射線の場合、空間距離の増加も赤方偏移を引き起こすため、エネルギー密度の減少はより大きくなる。^[24]

最後の要素はダークエネルギーです。これは空間の固有の特性であり、対象とする体積の大きさに関わらず一定のエネルギー密度を持ちます ( ρ  ∝  a ⁰ )。したがって、通常の物質とは異なり、空間の膨張によって希釈されることはありません。

ダークエネルギーの証拠は間接的ですが、3 つの独立した情報源から得られています。

• 距離測定と赤方偏移の関係は、宇宙がその寿命の後半でさらに膨張したことを示唆している。^[25]
• 観測的に平坦な宇宙（検出可能な地球全体の曲率が存在しない）を形成するために、物質や暗黒物質ではないタイプの追加エネルギーが理論的に必要であること。
• 宇宙における質量密度の大規模波パターンの測定。

1998年、高Z超新星探索チーム^[18]はIa型（「one-A」）超新星の観測結果を発表しました。1999年には、超新星宇宙論プロジェクト^[19]が続き、宇宙の膨張が加速しているという示唆を出しました。^[26] 2011年のノーベル物理学賞は、この発見におけるリーダーシップにより、ソール・パールマッター、ブライアン・P・シュミット、アダム・G・リースの3人に授与されました。^{[27] [28]}

それ以来、これらの観測はいくつかの独立した情報源によって裏付けられてきました。宇宙マイクロ波背景放射、重力レンズ効果、宇宙の大規模構造の測定、および超新星の改良された測定は、ラムダCDMモデルと一致しています。^[29]暗黒エネルギーの存在を示す唯一の兆候は、距離測定とそれに関連する赤方偏移の観測であると主張する人もいます。宇宙マイクロ波背景放射の異方性と重粒子音響振動は、特定の赤方偏移までの距離が、「ほこりの多い」フリードマン・ルメートル宇宙と局所的に測定されたハッブル定数から予想される距離よりも大きいことを示すだけです。^[30]

超新星は、宇宙論的距離全体にわたって優れた標準光源となるため、宇宙論には有用である。研究者は、超新星によって、物体までの距離と赤方偏移（物体が私たちからどれだけ速く遠ざかっているかを示す）との関係を調べることで、宇宙の膨張の歴史を測定することができる。ハッブルの法則によれば、この関係はほぼ直線的である。赤方偏移を測定するのは比較的容易だが、物体までの距離を見つけるのは困難である。通常、天文学者は標準光源、つまり固有の明るさ、つまり絶対等級がわかっている物体を使用する。これにより、物体までの距離を、実際に観測される明るさ、つまり見かけの等級から測定することができる。Ia型超新星は、その極めて高い一定の明るさのため、宇宙論的距離全体にわたって最もよく知られている標準光源である。

最近の超新星の観測は、宇宙の71.3%が暗黒エネルギーで、27.4%が暗黒物質とバリオン物質の組み合わせで構成されているという説と一致している。^[31]

宇宙の構造（恒星、クエーサー、銀河、銀河群、銀河団）の形成を支配する大規模構造理論も、宇宙の物質密度は臨界密度のわずか 30% であると示唆しています。

2011年に行われた20万個以上の銀河を対象としたWiggleZ銀河調査では、暗黒エネルギーの存在を示すさらなる証拠が得られたものの、その背後にある正確な物理法則は未だに不明である。^{[32] [33]}オーストラリア天文台のWiggleZ調査では、銀河をスキャンして赤方偏移を測定した。次に、重粒子音響振動によって銀河に囲まれた直径約150 Mpcのボイドが定期的に残るという事実を利用して、そのボイドを標準物差しとして用いて、2,000 Mpc（赤方偏移0.6）までの銀河までの距離を推定し、赤方偏移と距離から銀河の速度を正確に推定することができた。データは宇宙の年齢（70億年）の半分までの宇宙の加速を確認し、その不均一性を10分の1に制限しました。 ^[33]これは超新星とは無関係に宇宙の加速を確認するものです。

暗黒エネルギーの存在は、どのような形であれ、測定された空間の形状と宇宙の物質の総量を調和させるために必要である。宇宙マイクロ波背景放射の 異方性の測定は、宇宙がほぼ平坦であることを示している。宇宙の形状が平坦であるためには、宇宙の質量エネルギー密度が臨界密度に等しくなければならない。宇宙マイクロ波背景放射スペクトルから測定された宇宙の物質の総量（重粒子と暗黒物質を含む）は、臨界密度の約30％を占めるに過ぎない。これは、残りの70％を占める追加のエネルギー形態が存在することを示唆している。^[29]ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機（WMAP）による7年間の分析では、宇宙は72.8％の暗黒エネルギー、22.7％の暗黒物質、4.5％の通常物質で構成されていると推定された。^{[4] 2013年に行われた}プランク宇宙船による宇宙マイクロ波背景放射の観測に基づく研究では、より正確な推定値として、暗黒エネルギーが68.3%、暗黒物質が26.8%、通常の物質が4.9%であることが示されました。^[35]

加速膨張する宇宙は、光子が通過するにつれて重力ポテンシャル井戸や丘を平坦化し、宇宙マイクロ波背景に広大な超空洞や超銀河団と一直線に並ぶコールドスポットやホットスポットを生み出す。このいわゆる後期統合サックス・ウルフ効果（ISW）は、平坦な宇宙におけるダークエネルギーの直接的なシグナルである。^{[36]これは、2008年にHoら[37]}とGiannantonioら^[38]によって高い重要性で報告された。

ハッブル定数（OHD）観測データ（宇宙クロノメーターとも呼ばれる）を通じて暗黒エネルギーの証拠を検証する新しいアプローチは、近年大きな注目を集めています。^{[39] [40] [41] [42]}

ハッブル定数H ( z )は宇宙赤方偏移の関数として測定される。OHDは受動的に進化する初期型銀河を「宇宙クロノメーター」として捉えることで宇宙の膨張史を直接追跡する。^[43]この点から、このアプローチは宇宙の標準時計を提供する。このアイデアの核心は、これらの宇宙クロノメーターの赤方偏移の関数として、年齢の差の進化を測定することである。したがって、ハッブルパラメータの直接的な推定値を提供する。

${\displaystyle H(z)=-{\frac {1}{1+z}}{\frac {dz}{dt}}\approx -{\frac {1}{1+z}}{\frac {\Delta z}{\Delta t}}.}$

微分量への依存、⁠Δz​/Δt​⁠ は、より多くの情報をもたらし、計算に魅力的です。多くの一般的な問題と体系的な効果を最小限に抑えることができます。超新星と重粒子音響振動（BAO）の解析はハッブルパラメータの積分に基づいていますが、 ⁠Δz​/Δt​⁠ 直接測定します。これらの理由から、この方法は加速宇宙膨張の調査や暗黒エネルギーの特性の研究に広く使用されています。 ^[要出典]

ダークエネルギーは未知の特性を持つ仮説上の力であるため、活発な研究対象となっています。この問題は、一般的な重力理論 (一般相対性理論) の修正、ダークエネルギーの特性の特定、観測データを説明する別の方法の発見など、さまざまな角度から研究されています。

ダーク エネルギーの最も単純な説明は、それが空間の本質的な基本エネルギーであるということです。これは宇宙定数であり、通常はギリシャ文字Λ (ラムダ、そのためLambda-CDM モデルと呼ばれます) で表されます。エネルギーと質量は方程式E = mc ²に従って関連しているため、アインシュタインの一般相対性理論では、このエネルギーが重力効果を持つと予測されています。これは空の空間、つまり真空のエネルギー密度であるため、真空エネルギーと呼ばれることもあります。

大きな未解決の問題は、同じ量子場理論が約120 桁も大きい宇宙定数を予測していることである。これは、反対符号の同じ大きさの項によってほぼ（完全にではないが）打ち消される必要がある。^[12]

いくつかの超対称理論では、宇宙定数が正確にゼロであることが要求される。^{[46]また、}弦理論において正の宇宙定数を持つ準安定真空状態が存在するかどうかは不明であり、 ^{[47]ウルフ・ダニエル}ソンらはそのような状態は存在しないと推測している。 ^[48]この推測は、弦理論と互換性がある可能性のあるクインテセンスなどの他の暗黒エネルギーモデルを排除するものではない。^[47]

ダークエネルギーのクインテッセンスモデルでは、観測されるスケール係数の加速は、クインテッセンス場と呼ばれる力学場の位置エネルギーによって引き起こされます。クインテッセンスは、空間と時間で変化できる点で宇宙定数とは異なります。クインテッセンスが凝集して物質のような構造を形成しないようにするには、場が非常に軽く、大きなコンプトン波長を持つ必要があります。最も単純なシナリオでは、クインテッセンス場は標準的な運動項を持ち、重力との結合が最小限で、ラグランジアンにおける高次演算を特徴としません。

クインテッセンスの証拠はまだ得られておらず、否定もされていない。クインテッセンスは一般的に、宇宙定数よりも宇宙の膨張の加速がわずかに遅いことを予測する。一部の科学者は、クインテッセンスの最良の証拠は、アインシュタインの等価原理の違反と、空間または時間における基本定数の変化から得られると考えている。^[49] スカラー場は、素粒子物理学の標準モデルと弦理論によって予測されているが、宇宙定数問題（または宇宙インフレーションのモデル構築問題）に類似した問題が発生する。すなわち、繰り込み理論は、スカラー場が大きな質量を獲得するはずであると予測している。

偶然の問題は、宇宙の加速がなぜその時期に始まったのかを問うものである。加速が宇宙でより早く始まっていたとしたら、銀河などの構造が形成される時間は決してなく、少なくとも我々が知っている生命が存在する機会もなかったであろう。人類原理の支持者は、これを彼らの主張の裏付けとみなしている。しかし、多くのクインテセンスのモデルは、いわゆる「トラッカー」動作を持ち、この問題を解決する。これらのモデルでは、クインテセンス場は、物質と放射の等価性に達するまで放射密度に密接に追従する（しかし放射密度より低い）密度を持ち、これがクインテセンスが暗黒エネルギーとして振る舞い始め、最終的に宇宙を支配するようになる。これにより、暗黒エネルギーの低エネルギースケールが自然に設定される。 ^{[50] [51]}

2004年、科学者がダークエネルギーの進化を宇宙論データに当てはめたとき、状態方程式が宇宙定数境界（w = −1）を上から下に越えた可能性があることがわかった。このシナリオには少なくとも2種類のクインテッセンスを持つモデルが必要であるという絶対不可避定理が証明された。このシナリオはいわゆるクイントムシナリオである。^[52]

クインテッセンスの特殊なケースとしては、クインテッセンスのエネルギー密度が時間とともに実際に増加するファントムエネルギーや、負の運動エネルギーなど非標準的な運動エネルギーの形を持つk-エッセンス（運動クインテッセンスの略）などがある。^[53]これらは異常な特性を持つ可能性があり、例えばファントムエネルギーはビッグリップを引き起こす可能性がある。

2021年に研究者グループは、ハッブル張力の観測は、非ゼロの結合定数を持つクインテッセンスモデルのみが実行可能であることを示唆している可能性があると主張した。^[54]

このクラスの理論は、暗黒物質と暗黒エネルギーの両方を、さまざまなスケールで重力の法則を修正する単一の現象として包括的に理論化しようとするものである。これは、たとえば、暗黒エネルギーと暗黒物質を同じ未知の物質の異なる側面として扱ったり、^[55]冷たい暗黒物質が暗黒エネルギーに崩壊すると仮定したりすることができる。^[56]暗黒物質と暗黒エネルギーを統合する別のクラスの理論は、修正重力の共変理論であると示唆されている。これらの理論は時空のダイナミクスを変更し、修正されたダイナミクスが暗黒エネルギーと暗黒物質の存在に割り当てられたものに起因するようにする。^[57]暗黒エネルギーは、原理的にはダークセクターの残りの部分だけでなく、通常の物質とも相互作用する可能性がある。しかし、宇宙論だけでは、暗黒エネルギーと重粒子間の結合の強さを効果的に制限するには不十分であるため、他の間接的な手法や実験室での探索を採用する必要がある。^[58] 2020年代初頭、イタリアのXENON1T検出器で観測された過剰はダークエネルギーのカメレオンモデルによって引き起こされた可能性があると一時的に理論化されたが、さらなる実験によりこの可能性は否定された。^{[59] [60]}

ダークエネルギーの密度は、宇宙の歴史の中で時間とともに変化した可能性があります。現代の観測データにより、現在のダークエネルギーの密度を推定できます。重粒子音響振動を使用すると、宇宙の歴史におけるダークエネルギーの影響を調査し、ダークエネルギーの状態方程式のパラメータを制限することができます。そのために、いくつかのモデルが提案されています。最も人気のあるモデルの1つは、シュヴァリエ-ポラスキー-リンダーモデル（CPL）です。^{[61] [62]}その他の一般的なモデルには、（Barboza & Alcaniz。2008）、^[63]（Jassal et al。2005）、^[64]（Wetterich。2004）、^[65]（Oztas et al。2018）があります。^{[66] [67]}

研究者たちはダークエネルギー分光装置（DESI）を 使って2024年時点で最大の宇宙の3D地図を作成し、^[68] 1%以上の精度で宇宙の膨張の歴史を明らかにしました。この詳細レベルから、DESI所長のマイケル・レヴィは次のように述べています。

また、ダークエネルギーが時間とともに進化していることを示唆する可能性のある興味深い違いもいくつか見られています。これらの違いは、より多くのデータがあれば消えるかどうかわかりませんが、私たちは3年間のデータセットの分析をすぐに開始できることに興奮しています。^[69]

非均質宇宙論など、ダークエネルギーに代わるいくつかの理論は、確立された理論をより洗練された方法で使用して観測データを説明することを目的としています。このシナリオでは、ダークエネルギーは実際には存在せず、単なる測定アーティファクトです。たとえば、平均よりも空虚な空間領域にいる場合、観測される宇宙の膨張率は、時間の変化、または加速と間違われる可能性があります。^{[70] [71] [72] [73]別のアプローチでは、}等価原理の宇宙論的拡張を使用して、局所的なクラスターを取り巻く空洞で空間がより急速に膨張しているように見える可能性があることを示します。弱いとはいえ、数十億年にわたって累積的に考慮されるこのような効果は重要になり、宇宙の加速の錯覚を生み出し、まるでハッブルの泡の中に住んでいるかのように見えるようになります。^{[74] [75] [76]}さらに他の可能性としては、宇宙の加速膨張は、我々と宇宙の他の部分との相対的な動きによって引き起こされた幻想である、^{[77] [78]}あるいは使用された統計的手法に欠陥があった、などがある。^{[79] [80]}実験室での直接検出の試みでは、ダークエネルギーに関連する力は検出されなかった。^[81]

ダークエネルギーに関する観測的懐疑論の説明は、宇宙論者の間では一般的にあまり支持されていない。例えば、局所宇宙の異方性がダークエネルギーとして誤って表現されていると示唆した論文^[82]は、元の論文に誤りがあると主張する別の論文によってすぐに反論された。^[83] Ia型超新星の明るさは恒星の年齢によって変化しないという基本的な仮定に疑問を投げかけた別の研究^{[84] [85]}も、他の宇宙論者によってすぐに反論された。^[86]

この理論は、2023年2月にハワイ大学マノア校の研究者によって策定されました。その考え方は、カー計量（回転するブラックホールを記述する）をフリードマン・ロバートソン・ウォーカー計量（現代の宇宙論の基本仮定である等方性で均質な宇宙を記述する）に漸近させることを要求した場合、宇宙が膨張するにつれてブラックホールの質量が増加することがわかるというものです。その速度は∝ a ³と測定され、aはスケール係数です。この特定の速度は、ブラックホールのエネルギー密度が時間の経過とともに一定のままであり、ダークエネルギーを模倣していることを意味します（Dark_energy#Technical_definitionを参照）。ブラックホールが宇宙論的要件に結合するため、この理論は「宇宙論的結合」と呼ばれます。^[87]他の天体物理学者は懐疑的で、^[88]さまざまな論文でこの理論は他の観測を説明できないと主張しています。^{[89] [90]}

ダークエネルギーの証拠は、一般相対性理論に大きく依存している。したがって、一般相対性理論を修正すればダークエネルギーも不要になると考えられる。そのような理論は数多くあり、研究が進められている。^{[91] [92]}非重力的手段で測定された最初の重力波（GW170817）における重力速度の測定により、ダークエネルギーの説明として多くの修正重力理論が排除された。^{[93] [94] [95]}

天体物理学者イーサン・シーゲルは、そのような代替理論が主流のメディアで取り上げられる一方で、ほとんどすべてのプロの天体物理学者は暗黒エネルギーが存在すると確信しており、競合する理論のどれもが標準的な暗黒エネルギーと同じレベルの精度で観測をうまく説明できないと述べています。^[96]

GRSIモデルは、宇宙の加速膨張が遠距離での重力の抑制であると説明しています。[97] このような抑制は、一般相対性理論の場の自己相互作用により、銀河内の結合エネルギーが増加した結果です。^結合が増加すると、エネルギー保存則により、その銀河の外側の重力の抑制が必要になります。この抑制は、ダークエネルギーの代わりに行われます。これは、グルーオン場の自己相互作用がクォークの結合を劇的に強化し、最終的にクォークを閉じ込めるという強い核力の中心的な現象に似ています。これにより、ハドロン外部の強い核力が抑制されます。

宇宙学者は、加速は約50億年前に始まったと推定しています。 ^{[98] [a]}それ以前は、物質の引力の影響により、膨張は減速していたと考えられています。膨張する宇宙では、暗黒物質の密度は暗黒エネルギーよりも急速に減少し、最終的には暗黒エネルギーが優位になります。具体的には、宇宙の体積が2倍になると、暗黒物質の密度は半分になりますが、暗黒エネルギーの密度はほとんど変化しません（宇宙定数の場合は正確に一定です）。

ダークエネルギーのモデルが異なれば、将来への予測は根本的に異なる可能性がある。宇宙定数、または加速が無限に続くと予測する他のモデルの場合、最終的な結果は、局所銀河群の外側の銀河の視線速度が時間とともに継続的に増加し、最終的には光速をはるかに超えることになる。^{[99]これは}特殊相対性理論に違反するものではない。なぜなら、ここで使用されている「速度」の概念は、局所慣性参照系における速度の概念とは異なるためである。局所慣性参照系は、質量のある物体に対して光速未満に制限されている (宇宙論における相対速度の概念の定義の微妙な点については、「適切な距離の使用」を参照)。ハッブルパラメータは時間とともに減少するため、光よりも速く遠ざかっている銀河が、最終的に私たちに届く信号を発するケースが実際にある可能性がある。^{[100] [101]}

しかし、加速膨張のため、ほとんどの銀河は、最終的には宇宙事象の地平線のような地点を横切ると予測されており、その地点を超えて放射される光は、無限の未来のいかなる時点でも、私たちに届くことはない^[102]。なぜなら、光は、私たちに向かうその「固有速度」が私たちから離れる膨張速度を超える地点に到達することはないからである（この 2 つの速度の概念は、固有距離の使用でも説明されている）。ダークエネルギーが一定（宇宙定数）であると仮定すると、この宇宙事象の地平線までの現在の距離は約 160 億光年であり、これは、現在起こっている事象からの信号が、その事象が 160 億光年未満であれば、将来的には私たちに届く可能性があるが、その事象が 160 億光年以上離れている場合は、信号が私たちに届くことはないことを意味している。^[101]

銀河がこの宇宙の事象の地平線を越​​える地点に近づくと、銀河からの光はますます赤方偏移し、波長が実際には検出できないほど大きくなり、銀河は完全に消えたように見えるようになる^{[103] [104]}（膨張する宇宙の未来を参照 ）。地球、天の川、そして天の川を含む局部銀河群は、宇宙の残りの部分が遠ざかり視界から消えても、実質的には影響を受けないままである。このシナリオでは、局部銀河群は最終的に熱死を経験することになるが、これは宇宙の加速測定以前に平坦で物質が優勢な宇宙について仮定されていたのと同じである。^[要出典]

宇宙の将来については、他にももっと推測的な考えがある。ダークエネルギーのファントムエネルギーモデルは発散膨張をもたらし、ダークエネルギーの実効的な力は宇宙の他のすべての力を支配するまで成長し続けることを意味する。このシナリオでは、ダークエネルギーは最終的に銀河や太陽系を含むすべての重力で束縛された構造を引き裂き、最終的には電気力と核力を克服して原子自体を引き裂き、宇宙を「ビッグリップ」で終わらせる。一方、ダークエネルギーは時間とともに消散するか、引き付けるようになるかもしれない。このような不確実性により、重力が最終的に優勢になり、「ビッグクランチ」で宇宙が収縮する可能性^[105]や、ダークエネルギーサイクルが存在する可能性さえある。これは、すべての反復（ビッグバン、その後最終的にビッグクランチ）が約1兆（10 ^{12 ）年かかる}という宇宙の周期モデルを意味する。^{[106] [107]}これらはいずれも観察によって裏付けられていないが、排除されるものではない。^[要出典]

天体物理学者のデイヴィッド・メリットは、ダークエネルギーを「補助仮説」、つまり理論を反証する観測に応じて理論に付け加えられるアドホックな仮説の例として挙げている。彼は、ダークエネルギー仮説は慣習主義的仮説、つまり経験的内容を何も加えない仮説であり、したがってカール・ポッパーが定義した意味で反証不可能であると主張している。^[108]しかし、彼の意見は大多数の物理学者に受け入れられていない。^[109]