INIZIO E L'ERA DEGLI ADRONI. Abbiamo visto come la densità di materia e dell'energia di radiazione e la temperatura possono essere calcolati in funzione del fattore di scala R. Poichè il fattore di scala è conosciuto in funzione del tempo, queste quantità possono essere calcolate indietro nel tempo.
Nei primi istanti temperatura e densità erano così immense che tutte le teorie riguardo i processi fisici che avevano luogo sono puramente ipotetiche. Tuttavia sono stati fatti i primi tentativi per comprendere le proprietà più fondamentali dell'Universo sulla base delle moderne teorie della fisica delle particelle. Per esempio, non è stata scoperta nessuna indicazione su un significativo ammontare di antimateria nell'Universo. Per esempio si è ritenuto che il numero di particelle di materia doveva superare il numero di particelle di antimateria di un fattore di 1.000000001. A causa di questa rottura di simmetria quando il 99.9999999% di adroni si sono annichilati , è rimasto il 10^-7% per formare galassie e ogni cosa. È stato speculato che la rottura di simmetria è accaduta 10^-35 s dopo il momento iniziale.

La rottura delle fondamentali simmetrie nel primo Universo può aver condotto a quello che è conosciuta come inflazione dell'Universo. In conseguenza della rottura della simmetria la densità di energia dominante può essere l'energia di punto zero del campo quantistico. Questa densità di energia può condurre all'inflazione, una espansione fortemente accelerata, che smorza le irregolarità e la conduce la densità molto vicina al valore critico. Si può allora capire come è venuta fuori la presente omogeneità, isotropia e piattezza dell'Universo. Nel quadro inflazionario l'Universo deve essere quasi piatto con Ω₀ + Ω_Λ= 1 . Il modello inflazionario anche fa specifiche previsioni per la forma delle irregolarità nel modello CMB. Queste previsioni sono in generale in concordia con ciò che è stato osservato.
Quando l'Universo si è espanso la densità e la temperatura sono decresciute e le condizioni sono diventate tali che possono essere validi i principi fisici oggi conosciuti. Durante lo stadio caldo precedente, fotoni e particelle dotate di massa si sono continuamente trasformate: fotoni di elevata energia collidevano per produrre coppie particelle-antiparticelle che sono poi annichilate per produrre fotoni. Appena l'Universo si è raffreddato l'energia dei fotoni è diventata troppo bassa per poter mantenere questo equilibrio. Vi è una temperatura di soglia sotto la quale le particelle di un dato tipo non sono più prodotte. Per esempio, la temperatura di soglia per gli adroni (protoni, neutroni e mesoni) è T= 10¹² K, raggiunta all'istante t= 10^-4 s. Allora i presenti mattoni della materia, protoni e neutroni sono reliquie di un tempo di 10^-8-10^-4 s conosciuta come era degli adroni.

L'ERA DEI LEPTONI. Il periodo di tempo tra 10^-4 ÷ 1 s è l'era dei leptoni, le energie dei fotoni sono abbastanza grandi per produrre particelle più leggere come coppie elettroni-positroni. A causa della rottura della simmetria tra materia e antimateria alcuni elettroni sono rimasti e hanno poi prodotto gli attuali oggetti astronomici. Durante l'era dei leptoni ha luogo il disaccopiamente dei neutrini. Precedentemente i neutrini erano tenuti in equilibrio con le altre particelle mediante reazioni con particelle veloci. Quando la densità e la temperatura sono diminuite, sono diminuite anche i tassi di reazione e alla fine non si poteva tenere più i neutrini in equilibrio. I neutrini si sono disaccoppiati dall'altra materia e hanno iniziato a propagarsi in tutto lo spazio senza apprezzabili interazioni. È stato calcolato che vi sono attualmente 600 neutrini cosmologici per centimetro cubo, ma la loro trascurabile interazione con la materia rende la loro osservazione estremamente difficile.

L'ERA DELLA RADIAZIONE. Dopo la fine dell'era dei leptoni, cierca 1 sec dopo il momento iniziale, la più importante forma di energia è stata la radiazione elettromagnetica. Questo stadio è chiamato l'era della radiazione. All'inizio la temperatura era di circa 10¹⁰ K e alla fine, circa un milione di anni dopo, quando la densità di energia di radiazione è scesa a quella delle particelle, è scesa a circa 40000 K. Proprio all'inizio dell'era della radiazione entro pochi centinaia di secondi è stato prodotto l'elio. Giusto prima l'epoca della sintesi dell'elio il rapporto tra protoni liberi e neutroni è variato a causa del decadimento dei neutroni liberi. Dopo circa 100 s la temperatura è scesa a circa 10⁹ K che è sufficientemente bassa per la formazione del deuterio. Tutti i neutroni rimanenti sono stati incorporati nel deuterio; questi, a loro volta, sono stati quasi interamente consumati per produrre i nuclei di elio. Allora l'ammontare di elio sintetizzato è stato determinato dal rapporto tra protoni e neutroni al momento della produzione del deuterio a circa t= 100 s. I calcoli mostrano che questo rapporto era circa 14:2. Allora, per 16 nucleoni, 2 protoni e 2 neutroni sono stati inclusi in un nucleo di elio. In conseguenza 4/16= 25% della massa è stata trasformata in elio. Questo valore è notevolmente vicino all'abbondanza misurata di elio primordiale. Solo gli isotopi ²H, ³He, ⁴JHe e ⁷Li sono stati prodotti in numero apprezzabile dai processi nucleari nel big-bang. Gli elementi più pesanti si sono formati dopo nell'interno delle stelle, nelle esplosioni di supernova e forse in eventi energetici nei nuclei galattici.

L'ERA DELLA MATERIA. Come abbiamo visto la densità di massa di radiazione (ottenibile dalla formula E=mc²) conduce a R^-4, mentre quella della materia ordinaria conduce a R^-3. Allora la densità di massa di radiazione decrese molto rapidamente. Alla fine della era della radiazione questa diventa più piccola dell'ordinaria densità di massa. Inizia così l'era della materia, che porterà alla formazione di galassie, stelle, pianeti e vita umana. Al presente la densità di massa di radiazione è molto più piccola della densità di materia. Quindi la dinamica dell'Universo è completamente determinata dalla densità delle particelle dotate di massa. Subito dopo la fine dell'era della radiazione, la radiazione si disaccoppia dalla materia. Questo accade quando la temperatura è scesa a poche centinaia di gradi, e i protoni e gli elettroni si sono combinati per formare atomi di idrogeno. È stata l'inizio dell'età oscura con un redsfhift z= 1000 ÷ 100 prima che stelle galassie si siano formate, quando l'Universo conteneva solo materia oscura, radiazione di corpo nero e gas neutro che si raffreddava lentamente. Al preente, la luce si può propagare liberamente attraverso lo spazio. Il mondo è trasparente alla radiazione: la luce da distanti galassie è indebolita solo a causa della legge r^-2 e dal redshift. Poichè non vi è nessuna certa rilevazione di assorbiment dal gas neutro, vi deve essere stata una reionizzazione dell'Universo. Si pensa che questa sia avvenuta attorno z= 5 ÷ 10.