，只有暗能量在今天佔主導地位的模型，才能以其很強的負壓強克服物質的引力，使宇宙由初期物質主導的減速膨脹過渡到目前由暗能量主導的加速膨脹，從而很好的解釋了ia型超新星的數據。
由於頗為出乎意料，超新星的結果受到不少質疑。
ia型超新星的極大光度彌散較大。在b波段(中心波長445nm)時，約為0。4星等，即有約40的不確定性，並不是很理想的標準燭光。
ia型天文學家研究了9個超新星的數據，發現ia型超新星的極大光度與其光度衰減率有很強的相關性，按此修正之後，極大光度的彌散才能減小到0。15星等左右，成為實用的標準化燭光。
雖然如此，但是因為這個結論僅僅是從較小的樣本上得出的，且缺乏很好的理論解釋，人們對這個經驗關係的誤差及其普適性存有疑慮。
雖然如1998年和1999年ia型超新星的結果中，用於擬合彼此之間關係的訓練集樣本超新星已接近30個，數據質量有明顯的改善，菲利普斯關係的統計誤差也已計算在內，且其中一個小組使用了不同的方法，即通過整體擬合ia型超新星多波段數據來修正極大光度，從而獲得距離信息，並得出與另一組一致的宇宙加速膨脹的結論。
ia型超新星的屬性(如光譜、極大光度、費利佩關係等)有可能隨紅移演化，造成與宇宙學距離隨紅移變化關係的混淆。
已有的觀測表明，就總體而言，近鄰ia型超新星的光譜與中(高)紅移ia型超新星的光譜及它們隨超新星爆發過程的變化吻合得很好。
雖然最近發現在紫外波段(靜止坐標系)中等紅移ia型超新星比近鄰ia型超新星略亮些，但1998年和1999年ia型超新星的結果是基於更長波長的數據(靜止坐標系)，所以不受影響。而且這個紫外波段的差異使得中(高)紅移超新星的距離被低估，若不加修正，只會削弱暗能量的證據。
另一種可能性是在不同紅移處，不同亞類的ia型超新星的比例會有所不同，造成ia型超新星整體屬性的細微演化，例如上述紫外波段的差異就有可能受此影響，但目前沒有證據表明。這個問題嚴重地影響了ia型超新星的結果。
當然，現有數據還不充足。一些微小的演化有可能被統計誤差掩蓋。對將來的大型項目來說，這些系統的誤差將會變得很重要。
事實上，為了探測暗物質而發射的衛星探測器為暗能量的存在提供了很重要的證據。
首先，通過這些大型太空望遠鏡，科學家們得以精確地測量了微波背景光子最後散射面的角直徑距離，這個距離可以直接限制暗能量屬性，也是宇宙微波輻射背景對暗能量限制的最主要的來源。
其次，它對物質密度、重子密度等重要的宇宙學參數也給出了很強的限制，大大減小了其他觀測手段探測暗能量時受這些參數不確定性的影響宇宙平均曲率和宇宙學常數對微波背景數據有很強的簡併性。但只需將微波背景與哈勃常數結合，即可很好地限制宇宙平均曲率和宇宙學常數。
若結合更多的數據，則可以限制暗能量的狀態方程。
宇宙大尺度結構對暗能量的限制主要有兩個途徑。
一個是類似於宇宙微波輻射背景，星系兩點關聯函數（或功率譜）的總體形狀可以用來測量宇宙學參數，如物質密度，然後結合其他數據，可以限制暗能量；另一個是星系關聯函數在約150mpc(500萬光年)尺度上的重子聲波振盪特徵。在線
性理論下不隨時間演化，所以可以當作一個標準尺來測量不同紅移處的角直徑距離，進而限制暗能量。
如果有精確的紅移信息，還可以通過測量不同紅移處的哈勃參數及大尺度結構增長率來限制暗能量和檢驗引力理論。
而在以計算機模擬宇宙模型的時候，科學家們很明顯的就可以發現在很大尺度結構的線性演化剛好與宇宙的膨脹同步，而非線性演化又非常弱。使得引力勢在宇宙尺度上幾乎不隨時間演化，但在一個加速膨脹的宇宙里，引力勢在大尺度上是衰減的。
因此多數的天文學家在通過分析宇宙微波輻射背景與星系分佈的關聯，發現星系密度的漲落與微波背景的溫度漲落的確
第一百二十九章烏雲密布,通往未來
