В этом разделе мы рассмотрим расширение ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва, что соответствует очень малым значениям r или масштабного фактора.

Мы можем пренебречь членом А по сравнению с гораздо большим значением 8πGB/2r в (2.12) и получить

Естественно, это полностью согласуется с уравнением (2.19). Затратив некоторые усилия, можно убедиться, что более сложные уравнения (2.20) и (2,21) также имеют подобное асимптотическое поведение при u → ∞.

Таким образом, сразу после Большого взрыва Вселенная расширялась по закону r ~ t2/3 для каждого из трех возможных сценариев. Постоянная Хаббла началась с бесконечно большого значения и уменьшалась по закону H = 2/3t. В открытой и плоской моделях H всегда положительна и стремится к нулю при больших t. В замкнутой модели постоянная Хаббла становится равной нулю в некоторой точке, и расширение сменяется сжатием Вселенной. Все кончается Большим хрустом через конечный промежуток времени от Большого взрыва. Перед Большим хрустом постоянная Хаббла стремится к –∞. Мы видим, что эволюция ранней Вселенной практически одинакова для всех возможных сценариев.