結(jié)構(gòu)的初始
隨著宇宙的膨脹，大爆炸后幾秒，宇宙的溫度一直持續(xù)下降。當(dāng)宇宙到達(dá)第15秒時，溫度已經(jīng)降到足以阻止電子——正電子對的自發(fā)形成。同樣地，中子和質(zhì)子，以及它們相應(yīng)的反物質(zhì)，相互碰撞湮滅并留下少量的物質(zhì)剩余，而電子和正電子也一樣。再一次，產(chǎn)生物質(zhì)的微小偏向使得每10億對電子——正電子湮滅時，就有一個電子留存下來，這意味著對應(yīng)于一個物質(zhì)粒子就有幾十億個光子同時存在。盡管這時的宇宙仍被光子與中微子所支配，但是原子的組成成分（質(zhì)子、中子和電子）的條件已經(jīng)具備。宇宙中基本粒子的總比例已經(jīng)確定，它們處于一種恒定的碰撞狀態(tài)中。
當(dāng)宇宙年齡到達(dá)1分鐘時，條件變得適宜中子與質(zhì)子通過核聚變結(jié)合成為原子核（核合成）。這一過程是可能的，因為當(dāng)時發(fā)生的碰撞——尤其是發(fā)生在重子（中子與質(zhì)子）間的碰撞——已經(jīng)因為宇宙的冷卻以及粒子不再以那么高的速度運動而變得沒那么激烈了，這就使得強(qiáng)核力能夠在粒子接觸時發(fā)生作用。
經(jīng)過了大約4分鐘的核合成之后，宇宙充分地膨脹，其溫度也相應(yīng)地降低，以停止這一進(jìn)程。宇宙這時包含了氫原子核（單個質(zhì)子）以及它的同位素——氘（1個質(zhì)子和1個中子）和氚（1個質(zhì)子加3個中子），以及氦（2個質(zhì)子和2個中子）與它的同位素氦——3（2個質(zhì)子1個中子）。
因為中子要保持穩(wěn)定必須有其他重子的存在，那些在原子核之外的中子就衰變成1個氫原子核（單個質(zhì)子）、1個電子和1個中微子。
這時的宇宙仍然處于非常高能的狀態(tài)，以使電磁力將電子束縛在原子核邊上。任何被原子核捕獲的電子很快就在與光子的碰撞中又獲得了足夠多的能量，從而再度逃離原子核。宇宙在這種恒定的離子化狀態(tài)中度過了好幾十萬年。
→高溫球科學(xué)家們通過計算認(rèn)為，大爆炸之前的高溫球肯定是以大于光速的速度在膨脹，它應(yīng)是在瞬間就膨脹到了一個星系的大小。
在宇宙年齡大約30萬到50萬歲間，宇宙中發(fā)生的一個最重要的變化——所謂的物質(zhì)和能量的去耦。隨著宇宙的膨脹，溫度降低，光子要把電子從原子核邊撞離變得更加困難了。隨著電子被原子核所吸引，光子變得能夠在宇宙中長距離傳播而不與其他粒子碰撞。從某種意義上看，宇宙對其中的光子來說變得透明了。這個過程中發(fā)出的輻射到今天仍可以探測到，這就是宇宙微波背景輻射，這些輻射由于宇宙的膨脹發(fā)生了巨大的紅移。這一現(xiàn)象在整個天空中十分一致，以3開的溫度為表征。
↑這幅圖顯示了位于南天極附近的200萬個星系。紅色的星系比藍(lán)色星系遠(yuǎn)。粒子物理將極小（如電子）與極大（如宇宙本身）聯(lián)系起來，而這種差異只有科學(xué)家理解大爆炸的最初階段粒子之間是如何相互作用之時才能完全解釋清楚。
↓物理學(xué)家所注視的屏幕顯示了一個質(zhì)子和一個反質(zhì)子（白色線）在一個粒子加速器中的碰撞。釋放出來的能量導(dǎo)致新粒子的大批呈現(xiàn)，它們有自己獨有的彩色軌跡。
物質(zhì)與能量的去耦是宇宙中可觀測到的最早的事件。1965年宇宙背景輻射的發(fā)現(xiàn)，為大爆炸理論提供了第一個決定性的證據(jù)。
20世紀(jì)80年代末，通過COBE衛(wèi)星對于這個輻射微小變動——小于萬分之一——的觀測提供了更多更重要的證據(jù)。證據(jù)顯示，這個時候的宇宙并不是均勻的，有的區(qū)域比較熱但比較稀薄，有些區(qū)域相對比較冷，但比較致密。
從COBE開始，就有了大量的球載實驗，諸如MAXIMA（國際毫米波各向異性實驗成像陣列）實驗與回飛棒（河外星系毫米波射電和地球物理國際氣球觀測）實驗，它們對于宇宙微波背景輻射的細(xì)節(jié)進(jìn)行了詳細(xì)地觀測。其他的地面微波望遠(yuǎn)鏡則以不同的波長觀測天空。它們一起為研究單個星系團(tuán)的形成提供了非常重要的線索。NASA發(fā)射了一個COBE的后續(xù)探測器，被稱為微波各向異性探測器（MAP），并剛開始以極高的靈敏度和精確度對整個天空進(jìn)行測繪。歐洲航天局（ESA）已啟動普朗克計劃，這是在更高精度下測繪微波背景的另一項任務(wù)。
一旦物質(zhì)間的碰撞以及輻射停止，遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于其他力的引力就能把原子拉到一起，這就意味著宇宙大尺度上的結(jié)構(gòu)開始了演化進(jìn)程。