问题焦点
所有问题的焦点是，如果Ω远远小于1，目前似乎是这样的，我们是否必须放弃暴胀？并不一定。首先在一些已经建立的暴胀模型中，宇宙是开放的、负弯曲的。许多宇宙学家不喜欢这类模型，因为看上去是相当人为的。更重要的是现在有许多证据表明，Ω和空间几何之间的联系，并不像以前想象的那么直接。沉寂多年后，我前面提到的传统的宇宙学测试再度兴起。两个国际天文学小组已经开始研究一种特定类型的爆发恒星，即Ia型超新星的性质。
一颗超新星的爆发标志着一个大质量恒星的生命终点。超新星是天文学中最重要的现象之一。它们比太阳亮10亿倍，且它们发出的光能够在几周的时间中照亮整个星系。超新星的观测贯穿了整个有记录的宇宙观测史，在1054年人们观测并记录了一颗超新星爆发，其产生的尘埃和碎块组成了蟹状星云，蟹状星云中有一个快速旋转的、被称之为脉冲星的恒星。伟大的丹麦天文学家第谷·布拉赫在1572年观测了一颗超新星的爆发。在我们的银河系中观测到的最近一次超新星爆发是在1604年，这颗星被命名为开普勒星。按照古代的记录，尽管在银河系中大约平均每1－2个世纪超新星会爆发一次，可是最近400年中还没有观测到。但是1987年在大麦哲伦云星系中爆发了一颗超新星，我们裸眼可以看到。
有两种不同的超新星，标记为类型I和类型II，光谱测量揭示出在II型超新星中含有氢元素，但在I型中是没有的。II型超新星被认为是大质量恒星爆炸后直接产生的，其中恒星的核塌缩成一种残骸，而外部的壳层抛射到空中。这种爆发的最后可能是形成一个中子星或者黑洞。II型超新星可能是不同质量恒星塌缩的结果，所以这些恒星的性质存在着相当大的不同。I型超新星按照它们光谱形状的细节被进一步分成Ia，Ib，Ic。Ia型超新星最值得关注。它们具有非常统一的峰值光度，于是被认为是同类恒星爆发的结果。描述这种爆发的常用模型是，白矮星通过吸积一个伴星获得质量。当白矮星的质量超过一个临界质量——钱德拉塞卡质量（大约是太阳质量的1.4倍），它的外部爆发而中间部分塌缩。由于爆发中所涉及的质量非常接近于临界值，这种天体往往被认为释放等量的能量。它们的规则性意味着，Ia型超新星非常有希望用于测试时－空的曲率和宇宙的减速率。
新技术使天文学家能够在红移约为1的星系中搜索（并发现）Ia型超新星。也就是说当光从超新星到达我们时，宇宙膨胀为光线发出时的2倍。通过比较遥远和近邻超新星观测到的亮度可以估计出它们到底有多远，同时还可以了解光从发出到到达我们的这段时间内宇宙减慢了多少。问题是，如果宇宙变慢，这些超新星将会比它们应该具有的亮度要暗。这说明宇宙根本没有减速而是加速的。
这类观测给了基于弗里德曼方程的标准宇宙学描述致命一击。所有弗里德曼模型都是减速模型。即使是弗里德曼系列中的低Ω模型也不应该是加速的，虽然低密度使得它减速很不明显。暴胀理论所选择的临近密度模型也应该是大减速的。这到底出了什么错？
