Одним из успехов инфляционной теории стало объяснение отсутствия во Вселенной монополей (магнитов с одним полюсом). В 1931 г. Поль Дирак задался вопросом, почему электрические заряды (положительные и отрицательные, как у протона и электрона соответственно) могут существовать в изолированном виде, а магнитные полюсы (северный и южный) – нет. Разделение магнита на две половины приводит к появлению двух меньших магнитов, также являющихся диполями. Наконец, он разъяснил способ квантования электрических зарядов, но в процессе разъяснения был вынужден постулировать существование монополей, обладающих определенной массой (неизвестной величины, но, предположительно, малой) и магнитного заряда. Их число, как он полагал, невелико, или они нейтрализуют магнитные поля, обнаруживаемые на многих уровнях – от Земли до Галактики. Как бы то ни было, монополи Дирака обеспечили себе место в более поздней квантовой теории.

Когда в начале 1970‐х гг. предпринимались попытки создать теорию великого объединения, удалось найти несколько возможных решений, свидетельствующих о наличии частицы магнитного монополя или, скорее, ряда частиц, известных как дионы, одним из главных основных состояний которых является монополь. Был предсказан их магнитный заряд. В итоге монополи внедрили в космологию, где они представлялись в виде «узлов» в вакууме ранней Вселенной на стадии, когда вакуум обладал энергией. А. М. Поляков и Герард ‘т Хоофт, работая независимо друг от друга, обнаружили: предположение о возникновении массивных монополей, превышающих обычные барионы в 10¹⁵ раз, допустимо, и они должны были сохраниться. Это создавало дополнительные трудности, поскольку они не только разрушили бы, к примеру, магнитное поле нашей Галактики, но и наделили бы ее массой, превосходящей массу остальной Вселенной, включая предполагаемую темную материю. Один из первых успехов Гута – это найденное им легкое объяснение этой «проблемы монополя». Согласно инфляционной теории, монополи были до такой степени рассеяны в инфляционный период, что шансы обнаружить в нашей Галактике хотя бы один из них фактически равны нулю. Вряд ли искренние приверженцы инфляционной теории, являющиеся профессиональными астрономами-наблюдателями, будут искать признаки столь редкого явления. Однако, сколь бы редки они ни были, искать их следует по магнитным полям, и одним из целевых объектов стали нейтронные звезды, где поля сильны и материя упакована достаточно плотно для вероятного столкновения с этими частицами. Удалось подсчитать, что в результате таких столкновений выделяется большое количество тепла, излучаемого в рентгеновском диапазоне. Подтверждений не нашли, и астрономы отодвинули монополи на задний план.

В математическом отношении монополи представлялись как точечные, нульмерные узлы или дефекты в пространстве. Рассматривались также двумерные вакуумные дефекты, но выяснилось, что вероятность существования этих так называемых «доменных стенок» еще ниже. Гораздо более серьезно относились к образованию и сохранению «космических струн» – одномерных дефектов. Эту идею впервые высказал физик Томас У. Б. Киббл из Имперского колледжа науки и техники – части Лондонского университета. В работе, опубликованной в 1976 г., он рассмотрел вопрос о том, что должно случиться в течение короткого интервала времени, в ходе которого единое взаимодействие уступило место отдельным физическим взаимодействиям. (Это было до того, как на сцену вышла инфляционная теория, но его идеи с легкостью переносились в нее.) Модель Киббла предполагала, что быстрое охлаждение после Большого взрыва породило потоки, похожие на струны, – сравнимые с трещинами, часто наблюдаемыми на глазурованных блюдах, но в трехмерном пространстве. Киббл описал их как тонкие струны, трубки у́же, чем протон, с высокой концентрацией массы-энергии. Предполагалось, что они могли тянуться вдоль Вселенной, заключая в себе ни много ни мало 10¹⁷ тонн на метр. Струны не могли иметь концов, но могли становиться маленькими, скручиваясь в тугие кольца.

Идеи Киббла не получили широкой известности до тех пор, когда в начале 1980‐х гг. Я. Б. Зельдович и Александр Виленкин из Университета им. Тафтса (штат Массачусетс) поняли, что в них может заключаться секрет совместного образования неоднородностей материи в ранней Вселенной, наглядно проявляющегося сегодня в виде звезд и галактик. Это был вопрос, доставивший очень много неприятностей первым сторонникам инфляционной теории. Кроме того, идея струн обладала определенной привлекательностью для тех, кто пытался объяснить существование галактик, формирующих тонкие слои, и Великого Аттрактора, поскольку она указывала на то, что наши и другие галактики могли быть захвачены гравитационными или магнитными полями, порождаемыми космическими струнами. Киббл, Виленкин и Нил Турок рассматривали способы, посредством которых петли космических струн могли выступать в качестве мест, где образуются галактики, хотя эта идея была сопряжена с рядом трудностей. От нее отказались, когда Пол Стейнхардт и Нил Турок разработали математические и компьютерные методы, окончательно опровергшие участие космических струн в механизме формирования галактик.

В конце 1980‐х гг. появилось множество теоретических исследований, дополняющих теорию, для которой невозможно было найти никаких эмпирических доказательств, хотя она и обладала огромной математической привлекательностью. Удалось показать, каким образом космические струны могут преобразовываться в результате вибраций, приводящих к обрыву кусочка струны, что делает возможным существование струн любых размеров. Они, как предполагалось, должны осциллировать со скоростями, близкими к скорости света, и испускать гравитационные волны – всплески пространства-времени. В результате вибрации и испускания энергии они могут полностью раствориться. Если их не удастся найти, то – как и монополи – они, без сомнения, обретут поддержку со стороны тех, кто сумеет показать, почему они исчезли или что они и правда существуют, но являются значительно более тонкими, чем ожидалось. Как их можно обнаружить? Поскольку струны распространяют гравитационные волны, их можно обнаружить косвенным образом в ходе более общих экспериментов, предусматривающих их отслеживание. Предполагалось, что наиболее многообещающим способом регистрации струн является гравитационное линзирование, поскольку галактика, находящаяся за длинной космической струной, предположительно, должна будет представляться в виде двух одинаковых изображений по обе стороны от (невидимой) струны. Обнаружение такого эффекта позволит рассчитать массу, приходящуюся на единицу длины струны. Первая серьезная заявка на обнаружение именно такого гравитационно-линзового эффекта (который отличается по характеру от линзирования, вызванного компактным гравитационным посредником) была представлена в 2005 г. в статье М. В. Сажина, сотрудника Астрономического института им. П. К. Штернберга (Москва) и Астрономической обсерватории Каподимонте (Неаполь). Он и его коллеги, работая на телескопе VLT в Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь (Чили), обнаружили двойное изображение объекта CSL-1. Два изображения казались столь похожими друг на друга, что (если это действительно случай линзирования) это не могло быть вызвано действием обычной компактно сконцентрированной в пространстве материи, занимающей положение между нами и источником.