Признание, диктуемое фактами, существования в прошлом у Вселенной плотной и горячей фазы, а также в определенных пределах однородности и изотропности Вселенной "в среднем", отнюдь не тождествен, но признанию справедливости фридмановских моделей (вопрос о выборе между открытой и закрытой моделями для плотной фазы, отвечающей малым значениям времени, особой роли не играет). Чем ближе к "началу" (точке t=0), имеющемуся в этих моделях, тем к большей экстраполяции приходится прибегать. Более или менее надежна сейчас экстраполяция до момента порядка 10^-4секунды, когда плотность вещества составляла примерно 10^14 г/см3(порядка плотности вещества в атомных ядрах). Между тем в теории широко проводится и обсуждается экстраполяция до значений 10^-43 секунды и плотности 10^94 г/см3, когда становятся большими квантовые эффекты. По этой причине общей теорией относительности Эйнштейна (то есть вполне определенной теорией гравитационного поля, но теорией классической в смысле неучета квантовых явлений) пользоваться при столь малых значениях времени, вообще говоря, нельзя. Создание квантовой теории гравитации и, в частности, квантовой космологии - одна из основных задач современного естествознания. К чему приведет решение этой грандиозной задачи, сказать заранее невозможно. Но уже давно многие питают надежду на то, что учет квантовых эффектов "ликвидирует" сингулярности и, конкретно, достижимая плотность вещества будет конечна.
Как в квантовой космологии будет решена проблема времени расширения, никто не знает. Не ясно, какой конкретный смысл имеет и само понятие времени, когда речь идет об интервалах времени 10^-43 секунды или даже, скажем, 10^30секунды, столь далеких от длительностей, с которыми нам пока приходилось сталкиваться. Возможно, например, что существование классической сингулярности при t=0 должно рассматриваться, скорее, не как указание на конечность классического времени, а как свидетельство его неопределенности при квантовом подходе.