初期宇宙
宇宙のインフレーションの後、宇宙はクォークグルーオンプラズマで満たされる。この時点から後である初期宇宙の物理学は、比較的よく理解されており、また推測もへってくる。
超対称性の破れ
超対称性があるとすれば、電弱超対称性の基準である1TeV程度の低いエネルギーで超対称性は破れ、粒子と超対称性パートナーの質量は等しくなくなると考えられる。
クォーク時代
電弱時代の終わりに、電弱超対称性が破れると、ヒッグス粒子は真空期待値を獲得し、あらゆる粒子はヒッグス機構により質量を獲得すると考えられる。
ハドロン時代
宇宙を構成するクォークグルーオンプラズマが冷えることにより、陽子、中性子といったバリオンからなるハドロンが形成される
レプトン時代
ハドロンと反ハドロンは、ハドロン時代の終わりに対消滅し、宇宙の質量はレプトンと反レプトンが占めるようになる。
光子時代
ほとんどのレプトンと反レプトンは、レプトン時代の終わりに対消滅し、宇宙のエネルギーは光子に支配される。この光子は、荷電した陽子、電子、原子核と干渉し、この状態は30万年続く。
原子核合成
光子時代、宇宙の温度は、原子核が生成されるまでに低下する。（水素イオンである）陽子と中性子は核融合により結合し、原子核が生成する
物質優勢
宇宙誕生から7万年後 この時代、非相対的物質（原子核）と相対的放射（光子）の密度は等しい。
再結合
水素とヘリウムの原子核が電子と結合し、原子が形成され、また宇宙の密度は低下する。再結合には分離が生じ、光子は物質に干渉されることなく伝搬できるようになる。
暗黒時代
分離が生じるまで、宇宙の光子のほとんどは、光子バリオン流動体の電子や陽子と相互作用している。