Идеята, че можем да обиколим Вселената и да достигнем там, откъдето сме тръгнали, е добра тема за научна фантастика, но няма кой знае каква практическа стойност, защото можем да докажем, че преди да сме я обиколили, Вселената ще се е свила отново до нулев размер. За да стигнем там, откъдето сме тръгнали, преди Вселената да е загинала, ще трябва да се движим по-бързо от светлината, а това не е позволено!
В първия, Фридманов модел, при който Вселената се разширява и отново се свива, пространството е огънато около себе си подобно на земната повърхност. Поради това то е с крайни размери. При втория модел, който вечно се разширява, пространството е огънато по друг начин — като повърхност на седло. Така в този случай пространството е безкрайно. И накрая в третия Фридманов модел, с точно критична скорост на разширяване, пространството е плоско (и следователно също безкрайно).
Но кой Фридманов модел описва нашата Вселена? Ще спре ли някога Вселената да се разширява и ще започне ли да се свива, или ще продължи вечно да се разширява? За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем сегашната скорост на разширение на Вселената и сегашната й средна плътност. Ако плътността е по-малка от определена критична стойност, зависеща от скоростта на разширение, гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре разширението. Ако плътността е над критичната стойност, гравитацията ще спре разширението в някой бъдещ момент и ще накара Вселената да се свие отново.
Сегашната скорост на разширение можем да определим, като измерим скоростите, с които другите галактики се разбягват от нас, използвайки Доплеровия ефект. Това може много точно да се направи. Разстоянията до галактиките обаче не са много добре известни, защото можем да ги измерим само косвено. Всичко, което знаем, е, че за всеки милиард години Вселената се разширява от 5 до 10%. Неувереността ни по отношение сегашната средна плътност на Вселената е още по-голяма. Ако сумираме масите на всички звезди, които можем да видим в нашата Галактика и в другите галактики, сумата е по-малка от една стотна от величината, необходима да спре разширението на Вселената даже за най-ниската оценка на скоростта на разширение. В нашата, а и в другите галактики обаче се съдържа голямо количество „тъмна материя“, която непосредствено не можем да видим, но знаем, че трябва да съществува, от влиянието на нейното гравитационно привличане върху орбитите на звездите в галактиките. Освен това повечето галактики са в купове и по същия начин можем да заключим за наличието на още тъмна материя в пространството между галактиките в тези купове чрез нейното влияние върху движението на галактиките. Когато съберем цялата тази тъмна материя, все още стигаме едва до една десета от количеството, изискващо спиране на разширението. Не можем да изключим обаче вероятността да съществува някаква друга форма на материята, разпределена приблизително равномерно във Вселената, която още не сме открили и която да увеличи средната плътност на Вселената до критичната стойност, нужна да спре разширението. Следователно сегашните данни предполагат, че Вселената вероятно ще се разширява вечно, но единственото, в което можем да сме сигурни, е, че дори и да предстои повторно свиване на Вселената, това няма да стане по-рано от 10 млрд. години, след като тя вече се е разширявала поне толкова време. Не бива обаче излишно да се тревожим: по това време, ако пространството извън Слънчевата система не е колонизирано, човечеството отдавна ще е измряло, загинало заедно с нашето Слънце!
Всички Фридманови решения имат свойството, че в някакъв момент от миналото (преди 10–20 млрд. години) разстоянието между съседните галактики трябва да е било нула. В този момент, който ние наричаме Големия взрив, плътността на Вселената и кривината на пространство-времето би трябвало да са безкрайни. Понеже математиката не може да борави с безкрайни числа, това значи, че общата теория на относителността (на която се базират решенията на Фридман) предвижда съществуването на една точка във Вселената, където самата теория не важи. Тази точка е пример за това, което математиците наричат сингулярност. В действителност всички наши теории са формулирани при предположението, че пространство-времето е гладко и почти плоско, така че те не важат при сингулярността на Големия взрив, където кривината на пространство-времето е безкрайна. Това значи, че дори да е имало някакви събития преди Големия взрив, не можем да ги използваме, за да определим какво ще стане по-нататък, защото предсказуемостта ще изчезне в момента на Големия взрив. Съответно, ако както в този случай знаем само какво е станало след момента на Големия взрив, не можем да определим какво се е случило преди него. Колкото до самите нас, събитията преди Големия взрив не могат да имат последици, така че не биха представлявали част от научен модел за Вселената. Поради това можем да кажем, че времето започва от Големия взрив. На мнозина не им харесва идеята времето да има начало, вероятно защото напомня за божествена намеса. (От друга страна, Католическата църква възприе модела за Големия взрив и през 1951 г. официално обяви, че той е в съгласие с Библията.) Поради това бяха направени опити да се избегне изводът, че е имало Голям взрив. Най-широка подкрепа получи т.нар. теория за стационарната Вселена. Тя е предложена през 1948 г. от двамата бежанци от окупираната от нацистите Австрия — Херман Бонди и Томас Голд, заедно с англичанина Фред Хойл, работил с тях по развитието на радара по време на войната. Идеята й е, че с разбягването на галактиките една от друга в пространството между тях непрестанно се образуват нови галактики от материя, която непрекъснато се създава. Поради това Вселената трябва да изглежда приблизително една и съща по всяко време и от всички точки от пространството. Теорията за стационарната Вселена изисква видоизменяне на общата теория на относителността, за да позволи непрекъснато създаване на материя, но с много малка скорост (приблизително по една частица на кубичен километър за една година), така че да не противоречи на експеримента. Това е една добра научна теория в смисъла на описаното в глава 1: проста е и прави конкретни предсказания, които могат да се проверят чрез наблюдения. Едно от тези предсказания е, че броят на галактиките или на подобните на тях обекти в който и да е пространствен обем трябва да е един и същ накъдето и когато и да погледнем във Вселената. В края на петдесетте години и началото на шестдесетте група астрономи от Кеймбридж под ръководството на Мартин Райл (който също бе работил с Бонди, Голд и Хойл върху радара по време на войната) проведе изследване на източниците на радиовълни. Групата от Кеймбридж показа, че повечето от тези радиоизточници трябва да са извън нашата Галактика (наистина много от тях могат да се отъждествяват с други галактики), както и че слабите източници са много повече от мощните. Астрономите интерпретираха слабите източници като по-далечни, а мощните — като по-близки. Освен това се оказа, че за единица обем от пространството близките източници са по-малко от далечните. Това би могло да значи, че се намираме в центъра на голяма област от Вселената, където източниците са по-малко от другаде. Но би могло и да значи, че източниците са били по-малобройни в миналото, по времето, когато радиовълните са тръгнали към нас, отколкото сега. И двете обяснения противоречат на предсказанията на теорията за стационарната Вселена. Нещо повече, откриването на микровълновото излъчване от Пензиас и Уилсън през 1965 г. също показа, че Вселената трябва да е била много по-плътна в миналото. Ето защо теорията за стационарната Вселена трябваше да бъде изоставена.