Траекторията на Вселената в реално време обаче ще изглежда съвсем различно. Преди около 10–20 млрд. години тя ще има минимален размер, равен на максималния радиус при траекторията в имагинерно време. В по-късно реално време Вселената ще се разширява като хаотичния инфлационен модел, предложен от Линде (но сега няма да се налага да приемаме, че Вселената е била сътворена по някакъв начин в правилно състояние). Вселената ще се разшири до много голям размер и накрая отново ще колапсира до нещо, подобно на сингулярност в реално време. Така, в известен смисъл, всички ще бъдем пак орисани, макар и да се пазим от черни дупки. Само ако успеем да представим Вселената чрез имагинерно време, ще избегнем сингулярностите.
Ако Вселената действително е в такова квантово състояние, няма да съществуват сингулярности в историята й в имагинерно време. Оттук следва, изглежда, че по-новите ми работи напълно са обезсилили резултатите от предишните ми работи върху сингулярностите. Но, както посочих по-горе, действителното значение на теоремите за сингулярност е, че според тях гравитационното поле трябва да стане толкова силно, че да не може да се пренебрегнат квантовите гравитационни ефекти. Това от своя страна води до идеята, че Вселената Може да е крайна в имагинерно време, но без граници или сингулярности. Когато се върнем в реалното време, в което живеем, обаче, пак ще се натъкнем на сингулярности. Бедният астронавт, който пада в черна дупка, пак ще стигне до задънена улица; само ако живееше в имагинерно време, той нямаше да срещне сингулярности.
Това би предположило т.нар. имагинерно време всъщност да е реално време, а това, което наричаме реално време, да е просто фикция на въображението ни. В реално време Вселената има начало и край в сингулярностите, които образуват граница за пространство-времето и в които научните закони не важат. Но в имагинерно време няма нито сингулярности, нито граници. Така че може би това, което наричаме имагинерно време, е всъщност по-основното, а това, което наричаме реално, е просто една идея, която сме си измислили, за да ни помогне да опишем как си представяме Вселената. Но според подхода, който изложих в глава 1, научната теория е просто математически модел, който изграждаме, за да опишем нашите наблюдения: той съществува само в нашето съзнание. Така че е безсмислено да питаме: Кое е реално — „реалното“ или „имагинерното“ време? Въпросът е просто кое е по-подходящо за описанието.
Можем да използваме и сумата по траектории в съчетание с условието „без никаква граница“, за да определим кои от свойствата на Вселената могат да се проявят съвместно. Така например можем да изчислим вероятността Вселената да се разширява с почти една и съща скорост във всички различни посоки в момента, когато плътността на Вселената има сегашната стойност. В опростените модели, изследвани досега, тази вероятност се оказва висока; т.е. предложеното условие „без никаква граница“ води до предсказването, че е изключително възможно сегашната скорост на разширение на Вселената да е почти една и съща във всички посоки. Това е в съгласие с наблюденията върху микровълновото фоново лъчение, които показват, че интензитетът му е почти точно един и същ във всички посоки. Ако Вселената се разширяваше по-бързо в някои посоки, отколкото в други, интензитетът на лъчението в тези посоки би станал по-малък поради допълнителното червено отместване.
Другите предсказвания от условието „без никаква граница“ са в процес на уточняване. Един особено интересен проблем е големината на малките отклонения от еднородната плътност в ранната Вселена, които са причина за образуването първо на галактиките, след това на звездите и накрая на самите нас, Според принципа на неопределеността ранната Вселена не би могла да е напълно еднородна, защото трябва да е имало някои неопределености или флуктуации в положенията и скоростите на частиците. С помощта на условието „без никаква граница“ ние установяваме, че фактически Вселената трябва да е започнала с минималната възможна нееднородност, допустима от принципа на неопределеността. След това тя е преминала през период на рязко разширение както при инфлационните модели. През този период началните нееднородности трябва да са се усилвали, докато са станали достатъчно големи, за да обяснят произхода на структурите, които наблюдаваме около нас. В една разширяваща се Вселена, където плътността на материята леко се променя от място към място, гравитацията би причинила по-плътните области да забавят разширението си и да започнат да се свиват. Това води до образуването на галактики, звезди и най-сетне даже на такива нищожни същества като нас. Така всички сложни образувания, които виждаме във Вселената, могат да се обяснят чрез условието „без никаква граница“ за Вселената в съчетание с принципа на неопределеността от квантовата механика.