, или десять септиллионов, атомов), гравитация более или менее устойчиво уравновешивает центробежную силу.
Согласно теории образование звезд и галактик становится возможным, начиная с омеги в одну квадриллионную долю единицы. А в силу циклической обратной связи равновесное начало ведет к сохранению равновесия в дальнейшем. Если теоретики правы, сегодня величина омеги должна оставаться близкой к единице. Проблема в том, что во всей Вселенной для этого не наберется материи — ни темной, ни какой-либо другой.
Именно этот момент совершенно неожиданно возвратил к жизни космологическую константу Эйнштейна. Ее, казалось, окончательно похоронил триумф хаббловской концепции разбегающейся Вселенной. Уравнения ОТО перестали нуждаться в натяжке ради обоснования вселенского равновесия, и к 1930 году антигравитационная сила превратилась в типичную избыточную сущность, годную лишь для смущения умов. Кто мог бы тогда предположить, что без малого семьдесят лет спустя она вновь заявит о себе, превратившись в призрак темной энергии?
В тридцатые годы астрономы впервые заинтересовались омегой как оракулом для предсказания судьбы Вселенной. Если омега действительно равна единице, то расширение будет продолжаться прежними темпами. Если теоретики ошиблись и Ω < 1, то сила, стоящая за расширением Вселенной, продолжит нарастать и материя будет «истончаться». Если же омега окажется больше единицы, то в конечном счете победит гравитация и Вселенную ждет Большой коллапс.
Сперва астрономы попробовали подступиться к омеге с инструментарием Хаббла и Слайфера, анализируя свечение галактик. Но из-за бесчисленного множества отдельных источников света в каждой из них положиться на такой метод нельзя: это все равно что для лингвиста — изучать фонемы, вслушиваясь в гомон разноплеменной толпы болельщиков на футбольном матче. Ученым нужен был единичный объект с измеримыми свойствами, из коих можно делать дальнейшие выводы. В 1987 году такой объект был найден. Чтобы узнать участь Вселенной, надо заняться сверхновыми — взрывающимися звездами.
Люди столетиями наблюдали их в небесах; об одной такой вспышке сообщил датский астроном Тихо Браге еще в 1572 году, за тридцать с лишним лет до изобретения телескопа. Звезда становится сверхновой, когда ее масса превышает критический размер и разрушается под собственной тяжестью. В течение нескольких земных недель или месяцев, пока гибнущее светило превращается в нейтронную звезду или даже в черную дыру, оно пылает в десятки миллиардов раз ярче и жарче, чем наше Солнце. Подобную картину земляне наблюдали, например, в понедельник 23 февраля 1987 года. Взрыв голубого сверхгиганта под названием Сандулик-69202 в галактике Большое Магелланово Облако получил широкую известность по двум причинам. Во-первых, это самая мощная вспышка сверхновой, отмеченная с 1604 года. Во-вторых, она впервые дала стандарты для измерения расстояний в космосе.
