Очень ранняя Вселенная

Важные результаты в теории ранней Вселенной были получены в последние годы. Было показано, что в очень далёком прошлом, при Т ³ 10²⁹ К, Вселенная могла находиться в состоянии расширения, описываемого законом R(t) = (1/Н)exp(Ht). Такую стадию расширения называют «инфляционной». Её наличие позволяет дать естественное объяснение факту постоянства температуры реликтового излучения, приходящего с разных направлений, и близости к единице параметра W, характеризующего современную динамическую эволюцию доступной для наблюдений области Вселенной. Возможно также, что специфика физических условий в очень ранней Вселенной предопределила природу и спектр первичных флуктуаций, приведших в конце концов к образованию наблюдаемой структурности Вселенной.

Сформулированы гипотезы о возможности спонтанного квантового возникновения Вселенной из вакуума. Такой процесс требует, по-видимому, пространственной замкнутости мира. Проблема квантового рождения Вселенной начинает постепенно приобретать количественную формулировку, что несомненно, будет способствовать её решению.