По известной средней плотности вещества Вселенной можно предсказать ее судьбу. Однако определить точно плотность Вселенной не удается. Пока известны лишь сценарии изменения состояния Вселенной при различных значениях плотности вещества. Глядя на звездное небо, нельзя сказать, что Вселенная однородна. На самом деле она однородна. Это заключение можно сделать, если наблюдать распределение массы вещества в большом объеме пространства. Например, куб со стороной 100 млн. парсек даст нам одно и то же количество галактик и их скоплений примерно в любом месте Вселенной. Таким образом, средняя плотность вещества во Вселенной одна и та же в любом достаточно большом объеме.
Известно, что при расширении газа происходит его охлаждение и уменьшение плотности. В связи с этим обстоятельством следовало ожидать, что во Вселенной должно остаться излучение, характерное для остывающей Вселенной. Действительно, когда плотность вещества снизилась до 10-22г/см3 и температура понизилась примерно до 3×103 К, стало происходить объединение электронов с протонами и ядрами атомов гелия. Именно на этой стадии во Вселенной началось образование атомов, преимущественно водорода и гелия. Вещество, которое состояло в основном из атомов водорода и гелия, отделилось от электромагнитного излучения и стало прозрачным.
Излучение того периода, так называемое реликтовое излучение, должно было сохраниться до наших дней. Такую идею высказал в конце 40-х годов ХХ века американский физик-теоретик Георгий Гамов (1904-1968). От излучения звезд и галактик оно должно было отличаться видом спектра и одинаковой интенсивностью во всех направлениях космического пространства. Реликтовое излучение действительно обнаружили в 1965 г. американские радиоастрономы А. Пензас и Р. Уилсон. Максимум в спектре реликтового излучения приходится на миллиметровую область радиоволн, а его температура оказалась равной 2,73 К, что близко к предсказанной Гамовым величине. Такой экспериментальный факт означал, что первоначально действительно существовала «горячая» Вселенная.
После начала расширения «горячей» Вселенной возможны два направления эволюции, зависящие, как уже указывалось, только от средней плотности вещества. Если средняя плотность вещества Вселенной ниже некоторого критического значения, то её расширение будет продолжаться вечно. Если же плотность вещества выше критической плотности, расширение рано или поздно прекратится и сменится сжатием. Точный ответ на вопрос о том, в каком направлении будет эволюционировать Вселенная, пока не известен. Ясно, что на данном этапе она находится в неравновесном состоянии.
Теоретические расчеты показывают, что в самом начале расширения, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная могла находиться в особом состоянии. Это состояние характеризовалось тем, что она расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной. Такую стадию назвали инфляционной стадией Вселенной [24, с. 606]. Подобное состояние материи предполагает отрицательное давление. Отрицательное давление допускает современная теория элементарных частиц. Предполагается существование некоторого необычного поля со странными физическими свойствами.
Стадия сверхбыстрого инфляционного расширения охватывала крошечный промежуток времени. Она завершилась примерно к моменту
t » 10-36 c.Считается, что настоящее «рождение» элементарных частиц материи в том виде, в каком мы их знаем сейчас, произошло как раз по окончании инфляционной стадии и было вызвано распадом гипотетического поля. При его распаде образовались элементарные частицы.
Гипотеза инфляционной Вселенной отвечает на целый ряд важных вопросов космологии, которые до недавнего времени считались необъяснимыми парадоксами. В частности, эта гипотеза отвечает на вопрос о причине расширения Вселенной. Если в своей истории Вселенная действительно прошла через эпоху, когда существовало большое отрицательное давление, то гравитация должна была вызвать не притяжение, а взаимное отталкивание материальных частиц. В это мгновение Вселенная начала быстро, взрывоподобно расширяться («большой взрыв»). Модель инфляционной Вселенной пока лишь гипотеза. Даже косвенная проверка её положений требует таких приборов, которые в настоящее время просто ещё не созданы. Однако идея ускоренного расширения Вселенной на самых ранних стадиях её эволюции прочно вошла в совремённую космологию.