Любопытно, но локальный закон сохранения энергии в данном случае не нарушается. Если бы у нас была емкость, наполненная высокоплотной жидкостью с отрицательным давлением, то для расширения емкости ее стенки потребовалось бы тянуть в стороны, преодолевая отрицательное давление, противодействующее расширению. Та работа, которую я бы проделывал при таком растягивании, сопротивляясь отрицательному давлению (всасыванию), насыщала бы жидкость энергией, и эта энергия позволяла бы держать плотность на все том же высоком уровне, несмотря на расширение емкости. Таким образом, локально энергия бы сохранялась. Но какая сила во Вселенной растягивает таким образом стенки моей емкости? Все дело просто в отрицательном давлении, оказываемом на нее другими подобными пространственно-временными емкостями вокруг. Если давление по всей Вселенной однородно, то его хватает на выполнение этой работы.

В общей релятивистской космологии глобального сохранения энергии не существует, поскольку нигде нет той «основы», которая позволила бы задать стандарт. Следовательно, при отрицательном давлении общее содержание энергии во Вселенной в условиях отрицательного давления могло возрастать. Поэтому Гут смог построить свою модель начав с небольшой области высокоэнергетического вакуума, который затем разросся до огромной Вселенной с ровно такой же плотностью вакуума. Таким образом, это состояние вакуума оказалось «самовоспроизводящимся», экспоненциально разрастающимся из крошечной точки. Поэтому Гут утверждал, что «бесплатный сыр» Вселенной все-таки достался. Рано или поздно плотность вакуума должна была снизиться, это произошло после разделения сильного и слабого взаимодействий. Когда энергия вакуума в пустом пространстве упала, избыток энергии выплеснулся в форме образования элементарных частиц. Они заполнили Вселенную в состоянии термодинамического равновесия..

Именно здесь инфляционный раструб юной Вселенной смыкается с нижней частью фридмановской модели Большого взрыва, напоминающей по форме мячик. После этого расширение Вселенной начинает замедляться, как в мячиковой модели. Теперь давление превращается в обычное тепловое давление частиц, а оно положительно. Мировые линии, разбегающиеся на этапе раструбной инфляционной эпохи (например, мировые линии Санта-Клауса и ребенка), вновь устремляются друг к другу, когда начинается фридмановский этап с замедлением. Инфляция показала, как могут естественным образом сложиться исходные условия фридмановской модели Большого взрыва. Эффект гравитационного отталкивания, присущий исходному состоянию вакуума (и связанный с отрицательным давлением последнего), спровоцировал Большой взрыв! Большой взрыв мог начаться и не с сингулярности, а с небольшой области с высокоплотным вакуумом. Инфляция позволяет объяснить, почему Вселенная столь велика и при этом так однородна. Также с ее помощью можно объяснить небольшие флуктуации, наблюдаемые в соотношении 1: 100 000. Эти небольшие случайные флуктуации вызваны принципом неопределенности Гейзенберга. В самом начале Вселенная удваивалась в размерах каждые 10