结构的初始

随着宇宙的膨胀，大爆炸后几秒，宇宙的温度一直持续下降。当宇宙到达第15秒时，温度已经降到足以阻止电子——正电子对的自发形成。同样地，中子和质子，以及它们相应的反物质，相互碰撞湮灭并留下少量的物质剩余，而电子和正电子也一样。再一次，产生物质的微小偏向使得每10亿对电子——正电子湮灭时，就有一个电子留存下来，这意味着对应于一个物质粒子就有几十亿个光子同时存在。尽管这时的宇宙仍被光子与中微子所支配，但是原子的组成成分（质子、中子和电子）的条件已经具备。宇宙中基本粒子的总比例已经确定，它们处于一种恒定的碰撞状态中。

当宇宙年龄到达1分钟时，条件变得适宜中子与质子通过核聚变结合成为原子核（核合成）。这一过程是可能的，因为当时发生的碰撞——尤其是发生在重子（中子与质子）间的碰撞——已经因为宇宙的冷却以及粒子不再以那么高的速度运动而变得没那么激烈了，这就使得强核力能够在粒子接触时发生作用。

经过了大约4分钟的核合成之后，宇宙充分地膨胀，其温度也相应地降低，以停止这一进程。宇宙这时包含了氢原子核（单个质子）以及它的同位素——氘（1个质子和1个中子）和氚（1个质子加3个中子），以及氦（2个质子和2个中子）与它的同位素氦——3（2个质子1个中子）。

因为中子要保持稳定必须有其他重子的存在，那些在原子核之外的中子就衰变成1个氢原子核（单个质子）、1个电子和1个中微子。

这时的宇宙仍然处于非常高能的状态，以使电磁力将电子束缚在原子核边上。任何被原子核捕获的电子很快就在与光子的碰撞中又获得了足够多的能量，从而再度逃离原子核。宇宙在这种恒定的离子化状态中度过了好几十万年。

→高温球科学家们通过计算认为，大爆炸之前的高温球肯定是以大于光速的速度在膨胀，它应是在瞬间就膨胀到了一个星系的大小。

在宇宙年龄大约30万到50万岁间，宇宙中发生的一个最重要的变化——所谓的物质和能量的去耦。随着宇宙的膨胀，温度降低，光子要把电子从原子核边撞离变得更加困难了。随着电子被原子核所吸引，光子变得能够在宇宙中长距离传播而不与其他粒子碰撞。从某种意义上看，宇宙对其中的光子来说变得透明了。这个过程中发出的辐射到今天仍可以探测到，这就是宇宙微波背景辐射，这些辐射由于宇宙的膨胀发生了巨大的红移。这一现象在整个天空中十分一致，以3开的温度为表征。

↑这幅图显示了位于南天极附近的200万个星系。红色的星系比蓝色星系远。粒子物理将极小（如电子）与极大（如宇宙本身）联系起来，而这种差异只有科学家理解大爆炸的最初阶段粒子之间是如何相互作用之时才能完全解释清楚。

↓物理学家所注视的屏幕显示了一个质子和一个反质子（白色线）在一个粒子加速器中的碰撞。释放出来的能量导致新粒子的大批呈现，它们有自己独有的彩色轨迹。

物质与能量的去耦是宇宙中可观测到的最早的事件。1965年宇宙背景辐射的发现，为大爆炸理论提供了第一个决定性的证据。

20世纪80年代末，通过COBE卫星对于这个辐射微小变动——小于万分之一——的观测提供了更多更重要的证据。证据显示，这个时候的宇宙并不是均匀的，有的区域比较热但比较稀薄，有些区域相对比较冷，但比较致密。

从COBE开始，就有了大量的球载实验，诸如MAXIMA（国际毫米波各向异性实验成像阵列）实验与回飞棒（河外星系毫米波射电和地球物理国际气球观测）实验，它们对于宇宙微波背景辐射的细节进行了详细地观测。其他的地面微波望远镜则以不同的波长观测天空。它们一起为研究单个星系团的形成提供了非常重要的线索。NASA发射了一个COBE的后续探测器，被称为微波各向异性探测器（MAP），并刚开始以极高的灵敏度和精确度对整个天空进行测绘。欧洲航天局（ESA）已启动普朗克计划，这是在更高精度下测绘微波背景的另一项任务。

一旦物质间的碰撞以及辐射停止，远远小于其他力的引力就能把原子拉到一起，这就意味着宇宙大尺度上的结构开始了演化进程。