Velký třesk
Jestliže se galaxie od sebe vzdalují podle Hubblova zákona, znamená to, že v minulosti byly blíže k sobě než dnes, a že dokonce musel existovat okamžik, kdy byla všechna hmota vesmíru "namačkaná" těsně u sebe. Tomuto okamžiku, v němž obrovské rozpínání vesmíru (jak hmoty tak i prostoru) začalo, se říká velký třesk (Big Bang). Teoreticky byla tedy v okamžiku velkého třesku veškerá hmota vesmíru soustředěna v nulovém objemu, tzn. že hustota hmoty byla nekonečně velká. Tento stav nazýváme singularita. Velký třesk se sestává z několika fází, které následují rychle za sebou. Před kvantovou érou byla tzv. éra chaosu. Začíná singularitou s obrovitou hustotou a teplotou, v okamžiku, od kterého je definován čas (t = 0). Podmínky byly tak výjimečné, že je neumíme vystihnout žádnou fyzikální teorií. Tato éra skončila uplynutím elementárního časového úseku, Planckova času t = 10-43 s.
Přirozeně se vnucuje otázka, co bylo před vznikem vesmíru? Před velkým třeskem neexistoval čas. Proto tato otázka nemá smysl. Stejně vznikl i prostor. V dnes pozorovaném vesmíru nenajdeme bod, ze kterého se vesmíru rozpíná, tzn. že neexistuje střed vesmíru.
Hypotézu velkého třesku se singularitou sice zastává většina vědců, ale její pravdivost nemůžeme stoprocentně potvrdit. Existují pouze pozorování (např. reliktní záření), která tuto teorii podporují.
Kvantová éra
Je pravděpodobně charakteristická hromadným vznikem elementárních částic v silném gravitačním poli. Prostoročas je však velmi zakřivený, poloměr křivosti prostoročasu je menší než průměr hadronů (hadrony jsou částice zprostředkovávající silnou interakci, patří mezi ně např. protony a neutrony). Také rozpínání prostoročasu je obrovské - rychlostí větší než c se rozpínají oblasti srovnatelné s průměrem hadronů a vzdálenost k horizontu událostí má tedy nepatrné měřítko. Běžný fyzikální popis takové situace je nepoužitelný. Poměry se změní až při t = 10-23 s, kdy tato éra končí a začíná další éra.
Hadronová éra
V ní se uplatňuje především silná síla a vznikají hadrony. Spolu s hadrony hmoty vznikají i hadrony antihmoty a v hustém prostředí probíhá jejich anihilace: částice hmoty a antihmoty se se stoprocentní účinností (podle Einsteinova vztahu E = m.c2) mění v záření a jen asi desetimiliardtina zůstává jako zbytek, který nemohl anihilovat. Tímto zbytkem je hmota, z níž později vznikají galaxie, protogalaxie, hvězdy i všechny hmotné objekty budoucího vesmíru, včetně lidí. Během hadronové éry klesá teplota z 1033 na 1012 K, hustota vesmíru z 1097 na 1017 kg.m-3 a éra končí v čase t = 10-4 s.
Leptonová éra
Tato éra je typická vznikem a převahou leptonů (částic interagujících slabou silou): neutrin, elektronů a pozitronů. Elektrony a pozitrony jakožto částice hmoty a antihmoty na konci této éry většinou anihilují, zatímco neutrina tehdy vzniklá přestávají reagovat s dalšími elementárními částicemi a nastupují cestu vesmírem, který dosud vyplňují jakožto, tzv. reliktní neutrina. V této éře jsou početné i fotony, zatímco protony, neutrony a jim příbuzné částice, které přežily z hadronové éry, představují asi miliardtinu počtu leptonů a fotonů.
V této éře začínají vznikat z protonů a neutronů jádra těžkého vodíku 2H, z vodíku jádra helia a možná i dalších těžších prvků. Jde o nukleární syntézu podobnou té, která dnes probíhá v nitru hvězd - v tehdejším vesmíru jsou totiž teploty a tlaky srovnatelné s poměry v jádrech hvězd. Tento proces vzniku jader těžších prvků pokračuje ještě v následující éře. Díky tomu obsahují nejstarší hvězdy a mezihvězdná látka 25 - 30 procent hmotnosti helia.
V průběhu leptonové éry klesla teplota z 1012 K a hustota z 1017 na 107 kg.m-3. Éra končí v čase t = 10 s.
Éra záření
Je obdobím, kdy hustota hmoty ve formě záření převažuje nad hustotou látky. Dobíhá vznik jader helia, dosahuje dokonce svého maxima v době od 2 min do několika tisíc let po t = 0. Na konci éry záření za teplot kolem 104 K se spojují elektrony s protony a vytváří se neutrální vodík. Teplota v této éře klesá z 1010 K na 3 000 K a hustota z 107 na 10-17 kg.m-3. Rychleji však klesá hustota hmoty ve formě záření než hustota látky.
Éra látky
V čase t = 300 000 let (až 600 000 let, nevíme přesně) se obě hustoty vyrovnají a záření se odděluje od látky. Tím končí éra záření a začíná éra látky, která trvá dodnes. Záření, které se tehdy od látky oddělilo, mělo tepelný charakter a rozdělení energie ve spektru se zachovalo dodnes. Vlnová délka tohoto záření však rostla spolu s rozpínáním vesmíru. To znamená, že zároveň klesala jeho teplota. Dnes prolíná celý vesmír a pozorujeme ho jako reliktní záření o teplotě 2,7 K. Éru látky charakterizuje vývoj stále složitějších struktur a objektů.
Když průměrná hustota látky ve vesmíru klesla na 10-22 kg.m-3, počaly se jednotlivé shluky hmoty dále dělit na menší kapičky - zárodky galaxií. Průměrná hmotnost takovýchto kapiček je 500 miliard Sluncí. Zárodek se začal smršťovat, to vedlo k jeho zrychlené rotace a následná odstředivá síla způsobila, že se kapka změnila ve zploštělý disk. Uprostřed rotujícího disku se vytvořilo mohutné těleso o hmotnosti mnoha milionů Sluncí, jež se ovšem v důsledku vlastní gravitace zhroutilo v obří černou díru. Toto by mohl být scénář vzniku galaxií. V galaxiích se prakticky hned začaly tvořit hvězdy první generace, které obsahovaly pouze lehké prvky. Z výpočtů plyne, že byly velmi hmotné, a proto se vyvíjely rychle a brzo výbuchem supernovy dodaly materiál na vznik další generace hvězd.
