Gözlemlenebilir evren
Evren, gözlemlenebilir evrene karşı

Evrenin bazı bölümleri, o kadar uzak bir mesafededir ki, Büyük Patlama'dan sonra salınan ışık, daha Dünya'ya ulaşamamaktadır. Bu yüzden evrenin bu bölümleri gözlemlenebilir evrenin dışında kalmaktadır. Gelecekte uzak gökadaların ışığı Dünya'ya ulaştığında evrenin farklı bölümleri keşfedilecektir. Ancak, Hubble kanunlarına göre bizden oldukça uzakta bulunan bölgeler, ışık hızından daha hızlı genişlemekte ve bizden uzaklaşmaktadır. (Özel görecelilik, aynı bölgede birbirine yakın duran cisimlerin, birbirine nazaran ışık hızından daha hızlı hareket etmelerini engellemektedir. Ancak, birbirinden uzak cisimler için, aralarındaki boşluk genişlemekteyken, böyle bir kısıtlama bulunmamaktadır. Bkz. doğru mesafe kullanımları.) Dahası, genişleme oranı, karanlık enerji sebebiyle giderek artmaktadır. Değişmez bir kozmolojik sabit olarak karanlık enerjinin değişmediği ve evrenin genişleme oranının hızla artmaya devam ettiği kabul edildiğinde, sonsuz gelecekte herhangi bir zamanda cisimlerin bizim gözlemlenebilir evrenimize giremeyeceği bir sınır vardır. Çünkü bu sınırın ötesinde kalan cisimlerin yaydığı ışık bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır. (Buradaki açmaz şudur ki, Hubble parametresi zamanla azaldığı için ışıktan biraz daha az hızla bizden uzaklaşan bir gökadanın yaydığı ışık eninde sonunda bize ulaşacaktır.) Bu “gelecekte görülebilirlik sınırı”, evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği farz edilerek comoving mesafesini 19 milyar parsek (62 milyar ışık yılı) olduğu düşünülerek hesaplanmıştır. Sonsuz gelecekte kuramsal olarak gözlemleyebileceğimiz gökadaların sayısı, şu anda gözlemlenenlerin sayısından 2.36 faktörlük bir değerden bir parça büyüktür.
İlkesel olarak, gelecekte daha çok gökadanın gözlemlenebilmesi mümkün olacaksa da; uygulamada, artan sayıda gökadanın süre giden genişleme sebebiyle had safhada kırmızıya kayacağı düşünülmektedir. Bu gökadalar görüntüden kaybolacak ve görünmez olacaklardır. Değinilmesi gereken bir başka nokta, sabit bir comoving mesafesinde bulunan bir gök ada, geçmişte herhangi bir zamanda açığa çıkan sinyalleri- mesela Büyük Patlama'dan 500 milyon yıl sonra açığa çıkan sinyalleri- alabilmemiz durumunda, gözlemlenebilir evren içinde yer almaktadır. Ama evrenin genişlemesi yüzünden, aynı comoving mesafesinde olsa bile, aynı gökadadan açığa çıkan sinyaller sonsuz gelecekte bize ulaşamayabilir. (Bu gökadanın Büyük Patlama'dan 10 milyar yıl sonra neye benzeyeceğini hiçbir zaman bilemeyebiliriz.) Comoving mesafesi zamana göre sabittir. Öte yandan esas mesafe uzayın genişlemesi yüzünden gerileme hızı olarak tanımlanır. Bu olgu, bize olan mesafesi zaman içinde değişen bir tür kozmik olay ufkunu tanımlamak için kullanılabilir. Örneğin bu ufka olan mesafe 16 milyar ışık yılı ise şu anda olan olaydan yayılan sinyalin gelecekte bize ulaşabilmesi için olayın 16 milyar ışık yılı ötede olması gerekir; eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzak bir mesafede ise sinyal bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır.
Popüler ve profesyonel araştırma makaleleri “evren” derken, “gözlemlenebilir evreni” kastetmektedir. Doğrudan deney yapmadan, evrenin dünyayla bağı olmayan herhangi bir bölgesi üzerinde bilgi sahibi olamayız. Gözlemlenebilir evrenin sınırının, evrenin bir bütün olarak sınırını da oluşturduğuna dair hiçbir kanıt yoktur. Ana akım kozmolojik modellerin hiçbiri de evrenin fiziksel sınırları olduğuna dair bir önermede bulunmamaktadır. Bazı modellere göre evren sonlu olabilir fakat sınırsızdır, tıpkı alan olarak sonlu olmasına rağmen kenarı olmayan bir kürenin 2D yüzeyinin yüksek boyutlu örneğinde olduğu gibi. Gözlemlenebilir evrenimizdeki gök adaları evrendeki bütün gök adaların sadece önemsiz bir bölümünü temsil ediyor oluşu akla yatkın gelmektedir. Kozmik enflasyon kuramı ve bu kuramın babası Alan Guth'a göre, eğer enflasyon Büyük Patlama'dan 10−37 saniye sonra başladığı düşünülürse, o zaman bütün evrenin büyüklüğü gözlemlenebilir evrenden en az 3x1023 kat daha büyüktür; bu hesaplamadaki varsayım, evrenin büyüklüğünün yaklaşık olarak ışık hızı x evrenin yaşına eşit olduğudur. Başka varsayımlarda da bütün evrenin, gözlemlenebilir evrenden 250 kat büyük olduğu şeklindedir.
Eğer evren sonlu fakat sınırsızsa, evrenin, gözlemlenebilir evrenden daha küçük olması da mümkündür. Bu durumda, çok uzaktaki gökadalar, evrende yolculuk eden ışık tarafından oluşturulmuş komşu gökadaların suretleridir. Bu hipotezi test etmek çok zordur. Çünkü gökadanın farklı imgeleri geçmişindeki farklı dönemleri gösterecektir ve dolayısıyla farklı görünecektir. Bilewicz ve arkadaşları, son serpinti yüzeyinin çapında 27.9 gigaparseklik (91 milyar ışık yılı) alt sınır tespit ettiklerini iddia etmektedirler. (Bu sadece bir alt sınır olduğundan evrenin daha büyük hatta sonsuz olduğu tartışmaya açıktır.) Bu değer WMAP'nin yedi yıllık veri analizine dayanmaktadır. Bu yaklaşım tartışmalı bir yaklaşımdır.