السؤال الذي يُطِلُّ برأسه من بين كل هذا هو: إذا كانت قيمة Ω، كما يبدو مبدئيا، أقل بكثير من الواحد الصحيح، فهل علينا إذن التخلي عن فكرة التضخم الكوني؟ والجواب هو: «ليس بالضرورة.» فعلى سبيل المثال هناك بعض نماذج للتضخم بنيت بحيث تنتج كونا مفتوحا سالب الانحناء، وإن كان الكثير من علماء الكونيات لا يحبون هذه النماذج، وتبدو في نظرهم مصطنعة. ما هو أهم من ذلك أن ثمة مؤشرات الآن على أن الارتباط بين Ω وبين هندسة المكان قد يكون أقل صراحة مما اعتقد مسبقًا. فبعد سنوات عدة من التخبط والارتباك، بدأت الاختبارات الكونية الكلاسيكية التي ذكرتها من قبل في العودة مجددًا على نحو قوي. وقد عكف فريقان دوليان من الفلكيين على دراسة خصائص نوع محدد من النجوم المتفجرة؛ المستعرات العظمى من النوع (A1).
يمثل انفجار المستعر الأعظم نهاية درامية لحياة أي نجم ضخم. والمستعرات العظمى من بين أكثر الظواهر المعروفة في علم الفلك إثارة للذهول. فانفجار المستعر الأعظم أشد سطوعًا من الشمس بمليار مرة، ويمكن أن يفوق سطوع مجرة بأكملها لأسابيع عديدة. وقد رُصدت المُستَعِرات العظمى على مر التاريخ المدون، وقد أدى مستعر أعظم رصد وسُجِّل عام 1054 إلى نشوء سديم السرطان، وهو سحابة من الغبار والحطام يقع داخلها نجم يدور حول نفسه في سرعة شديدة، يُسمى نجما نابضًا. وقد رصد عالم الفلك الدانماركي العظيم تيكو براهي مستعرًا أعظم عام 1572، وآخر حدث مماثل شوهد في مجرتنا يرجع تاريخه إلى عام 1604، وعُرف وقتها بنجم كبلر. ورغم أن المعدل المعتاد لحدوث هذه الانفجارات في مجرة درب التبانة يبدو أنه نحو انفجار واحد أو انفجارين في القرن أو نحو ذلك، وهذا استنادًا إلى السجلات التاريخية، فإنه لم يُرصد أي انفجار على مدار نحو 400 عام. لكن في عام 1987 انفجر مستعر أعظم بالفعل، في سحابة ماجلان الكبرى، وكان من الممكن رؤيته بالعين المجردة.
هناك نوعان مختلفان من المستعرات العظمى، يسمَّيان النوع 1 والنوع 2. وتكشف قياسات التحليل الطيفي عن وجود الهيدروجين في المستعرات العظمى من النوع 2، لكن هذا العنصر غير موجود في المستعرات العظمى من النوع 1. ويُعتقد أن المستعرات العظمى من النوع 2 نشأت مباشرة من انفجارات النجوم الضخمة التي تنهار قلوبها على نفسها بحيث تصير أشبه بأثر ميت، بينما تلفظ طبقاتها الخارجية في الفضاء. والمرحلة الأخيرة لهذا الانفجار تُخَلِّف إما نجمًا نيوترونيًّا وإما ثقبا أسود. قد تنتج المستعرات العظمى من النوع 2 من انهيار نجوم ذات كتل مختلفة، ومن ثم يوجد تفاوت كبير في خصائصها من نجم لآخر. تنقسم المستعرات العظمى من النوع 1 إلى الأنواع (1A) و(1B) و(1C)، اعتمادًا على تفاصيل شكلها وطيفها. والمستعرات العظمى من النوع (1A) تثير الاهتمام على نحو خاص؛ إذ إن لها ذروة سطوع واحدة؛ بسبب أنه يُعتقد أنها ناتجة عن نفس نوع الانفجار. والنموذج المعتاد لهذه الأحداث يتمثل في مراكمة قزم أبيض للكتلة عن طريق اكتسابها من نجم آخر ملازم له. وحين تتجاوز كتلة القزم الأبيض حدًّا حرجًا للكتلة يُسمى «كتلة شاندراسيخار» (حوالي 1.4 مرة قدر كتلة الشمس)، تنفجر أجزاؤه الخارجية، بينما تنهار أجزاؤه الداخلية على نفسها. وبما أن الكتلة الداخلة في الانفجار تكون مقاربة على الدوام للكتلة الحرجة، فَيُتوقع أن ينتج عن هذه الأجرام دائمًا تحرير القدر عينه من الطاقة وانتظام خصائص المستعرات العظمى من النوع (1A) يعني أنها واعدة للغاية من حيث إمكانية استخدامها في اختبار انحناء الزمكان وتباطؤ معدل تمدد الكون.
مكنت التقنيات الجديدة علماء الفلك من البحث عن (والعثور على) المستعرات العظمى من النوع (1A) في مجرات بإزاحة حمراء تقارب الواحد الصحيح. (تذكر أن هذا يعني أن الكون تمدد بمعامل قدره اثنان خلال الوقت الذي قطعه الضوء من المستعر الأعظم إلينا.) ويمكن لمقارنة السطوع المرصود للمستعرات العظمى البعيدة بتلك القريبة أن تُمِدَّنا بتخمين تقريبي لمقدار بعدها عنا. وهذا بدوره من شأنه أن يُخبرنا بالمعدل الذي كان الكون يتباطأ به خلال الزمن الذي استغرقه الضوء في الوصول إلينا. المشكلة أن هذه المستعرات العظمى أشد خفوتًا مما ينبغي لها أن تكون عليه لو أن تمدد الكون آخِذُ في التباطؤ. فالكون لا يتباطأ حقًا في تمدده، وإنما يتسارع.
هذه المشاهدات تقلب التوصيف القياسي لعلم الكونيات الذي تجسده معادلات فریدمان رأسًا على عقب. فمن المفترض بكل هذه النماذج أن يكون فيها الكون متباطئًا. وحتى نماذج فريدمان التي تكون فيها قيمة Ω منخفضة، والتي يكون فيها التباطؤ طفيفًا للغاية بسبب كثافتها المنخفضة؛ ليس من المفترض بها أن تتسارع. والنماذج ذات الكثافة الحرجة التي يفضلها التضخم فيما يبدو ينبغي لها أن تمر بتباطؤ شديد. فما الخطأ الذي وقع؟