כשאומדים את התרחבות היקום אחורה בזמן מגיעים לתוצאה כי צפיפות החומר והטמפרטורה היו אינסופיים בזמן סופי כלשהו בעבר. סינגולריות זו מצביעה על כך שתורת היחסות הכללית אינה מתארת באופן מספק את חוקי הפיזיקה בהקשר זה. יכולתם של מודלים המבוססים על תורת היחסות הכללית לאמוד את הסינגולריות מוטלת בספק, בוודאי לא בזמן שלפני סוף עידן פלאנק (10-43 שנייה מתחילת המפץ הגדול).
אותה סינגולריות קדמונית מכונה לעיתים "המפץ הגדול", אך המושג לעיתים גם מתייחס לשלב הקדמוני, הצפוף והחם של היקום. בכל מקרה, ל"מפץ הגדול" כאירוע ניתן להתייחס בלשון הדיבור, כ"לידתו" של היקום מאחר שהוא מייצג את הנקודה בהיסטוריה בה חוקי הפיזיקה כמו שאנו מבינים אותם (ביחוד היחסות הכללית והמודל הסטנדרטי), כולל הזמן עצמו, התחילו לשחק תפקיד. הזמן שעבר מאז אותו אירוע — מה שנחשב גם כגיל היקום — הוא כ-13.8 מיליארד שנה. נתון זה מתבסס על מדידות על ידי שימוש בסופרנובה מסוג "Ia", ומדידת תנודות בקרינת הרקע הקוסמית.
אינפלציה ובאריוגנזה.
השלבים הראשונים של המפץ הגדול נתונים להשערות. ברוב המודלים הנפוצים היקום בראשיתו היה מלא הומוגנית ואיזוטרופית בצפיפות אנרגיה גדולה מאוד, טמפרטורות גבוהות ולחץ אדיר, תוך כדי התפשטות מהירה והתקררות.
כ-10-37 שנייה להתפשטות, מעבר פאזה גרם לאינפלציה קוסמית תוך כדי שהיקום גדל בצורה מעריכית, בזמן שתנודות קוונטיות, שהתרחשו כתוצאה מעקרון האי-ודאות, התגברו והפכו לאבני היסוד שמאוחר יותר יהוו את המבנים הגדולים ביקום (גלקסיות, צבירים וכדומה). לאחר שהאינפלציה נעצרה, היקום התחמם מחדש עד לקבלת הטמפרטורה הנחוצה ליצירת זוג של פלזמת קווארקים-גלואונים בנוסף לחלקיקים יסודיים אחרים. הטמפרטורות היו כה גבוהות עד שתנועות אקראיות של חלקיקים היו מהירים יחסותית וזוגות של חלקיק-אנטי חלקיק מכל הסוגים נוצרו והושמדו ללא הרף כתוצאה מהתנגשויות. בנקודה מסוימת, ריאקציה בלתי ידועה שנקראת באריוגנזה הפרה את השימור של מספר באריוני, מה שהוביל לרוב קטן של קווארקים ולפטונים על פני אנטי-קווארק ואנטי-לפטון (כלומר האנטי חלקיק שלהם). הדבר הוביל ליתרון של החומר על פני האנטי חומר ביקום כיום.
התקררות.
צפיפות היקום המשיכה לרדת והטמפרטורות צנחו, מה שגרם לאנרגיה האופיינית של כל חלקיק להיחלש בהתאם. מעבר פאזה נוסף סידר את כוחות היסוד של הפיזיקה והפרמטרים של חלקיקי היסוד בצורתם הידועה כיום. כ-10-11 שנייה לאחר המפץ הגדול, התמונה נהפכת לפחות משוערת מאחר שאנרגיית החלקיקים צונחת למידות שכבר ניתן לאמת על ידי שימוש במאיצי חלקיקים. כ-10-6 שנייה למפץ הגדול, קווארקים וגלואונים התחברו ויצרו באריונים כמו פרוטונים ונייטרונים. היתרון המספרי של הקווארקים על פני האנטי-קווארקים גרם גם ליתרון של הבאריונים על פני האנטי-באריונים. הטמפרטורות באותה העת לא היו גבוהות מספיק כדי ליצור זוגות חדשים של פרוטון ואנטי-פרוטון (אותו הדבר עבור נייטרונים ואנטי-נייטרונים), מה שגרם להשמדת מסה אשר ממנה נשאר רק 1/10-10 ממספר הפרוטונים והנייטרונים המקוריים ואף לא אחד מהאנטי חלקיק שלהם. תהליך דומה התרחש עבור האלקטרונים והפוזיטרונים כשנייה לאחר המפץ הגדול. לאחר השמדת המסה, הפרוטונים, הנייטרונים והאלקטרונים הנותרים לא נעו יותר יחסותית וצפיפות האנרגיה ביקום נשלטה על ידי הפוטונים (עם השפעה זניחה של חלקיק הנייטרינו).
דקות ספורות למפץ הגדול, כאשר הטמפרטורה הייתה כמיליארד מעלות קלווין והצפיפות הייתה כזאת של האוויר, נייטרונים ופרוטונים התחברו ויצרו את גרעיני האטום של דאוטריום (איזוטופ של אטום מימן) וההליום בתהליך הסינתזה הגרעינית. רוב הפרוטונים נשארו חופשיים כגרעיני אטום מימן.
במשך אותו הזמן, צפיפותו של היקום גברה על קרינת הפוטונים ולא איפשרה לה לחדור מבעדה. לאחר כ-380,000 שנה של התקררות, האלקטרונים וגרעיני האטום התחברו לכדי אטומים (לרוב אטומי מימן). כתוצאה מכך, צפיפות היקום ירדה ולקרינה לא הייתה עוד אינטראקציה עם החומר, מה שאיפשר לה להמשיך ולהתקדם ברחבי היקום. אותה קרינה מכונה כקרינת הרקע הקוסמית. ייתכן שהביוכימיה החלה זמן קצר יחסית לאחר היווצרות היקום כאשר היקום היה בן 10–17 מיליון שנה.
התגבשות מבנים.
לאחר פרק זמן ארוך, כשהחומר התפזר ביקום בצורה כמעט אחידה, האזורים המעט יותר צפופים משכו, בעזרת הכבידה, את החומר שהיה מצוי בקרבתם. אלו הפכו ליותר ויותר צפופים כאשר הם מתגבשים לבסוף לכדי ענני גז, כוכבים, גלקסיות ולמעשה כל מבנה אסטרונומי שניתן לצפות בו כיום. פרטי תהליך זה תלויים בכמות וסוג החומר ביקום. ארבעת סוגי החומר האפשריים ידועים כהחומר האפל הקר, החומר האפל החמים (warm dark matter), החומר האפל הלוהט (hot dark matter) והחומר הבאריוני. המדידות הטובות ביותר שזמינות (מלוויין המחקר WMAP), מראות כי הנתונים תואמים היטב את מודל הלמדא-CDM (ΛCDM) בו משוער כי החומר האפל הוא קר והערכה כי הוא מהווה כ-23% מהחומר-אנרגיה ביקום, כאשר החומר הבאריוני מהווה כ-4.6%.
התרחבות מואצת.
ראיות שונות מסופרנובה מסוג Ia וקרינת הרקע הקוסמית רומזות כי היקום כיום נשלט על ידי סוג של אנרגיה מסתורית המכונה אנרגיה אפלה שכפי הנראה מתפשטת בכל החלל. תצפיות מציעות כי אנרגיה זו מהווה כ-73% מצפיפות האנרגיה ביקום כיום. כשהיקום היה צעיר מאוד, ככל הנראה היה חדור אנרגיה אפלה, אך עם פחות מרחב וצפיפות גדולה יותר, לכבידה היה יתרון והתרחבותו נבלמה באיטיות. אך לבסוף, לאחר מיליארדי שנים של התרחבות שכיחותה של האנרגיה האפלה עלתה וגרמה באיטיות להתרחבות להתחיל להאיץ.
האנרגיה האפלה בהגדרתה הפשוטה ממלאת את מקום המושג הקבוע הקוסמולוגי ממשוואות השדה של איינשטיין של תורת היחסות הכללית, אולם ההרכב והמכניזם שלה אינם ידועים והיחסים של עם המודל הסטנדרטי של פיזיקת החלקיקים נחקר הן בדרכים תאורטיות והן על ידי תצפיות.
כל האבולוציה הקוסמית של עידן האינפלציה יכול להיות מוסבר לעומק על ידי מודל הלמדא-CDM של הקוסמולוגיה, אשר נעזרת במסגרת של מכניקת הקוונטים ותורת היחסות הכללית. אין מודל מגובה בראיות שמסביר את מה שאירע כ-10-15 שנייה למפץ הגדול ונראה כי נדרשת תאוריה מאוחדת של תורת כבידה קוונטית על מנת לפרוץ מחסום זה. הבנת התקופות הקדומות של ההיסטוריה של היקום מהווה את אחת הבעיות הגדולות הבלתי פתורות של הפיזיקה.
ההיסטוריה של רעיון המפץ הגדול.
מאז ימי אריסטו שהאמין ביקום נצחי ובלתי משתנה הדעה המקובלת באותה התקופה, גם בקרב מי שהאמינו בבריאה הייתה שהיקום הוא סטטי ואינסופי. בתמונת עולם זו היו מספר בעיות. לא היה הסבר משכנע מדוע המשיכה הגרוויטציונית לא תוביל לקריסת היקום, וגם לא היה הסבר לפרדוקס של אולברס, שהצביע על כך שאם היקום הוא נצחי ואינסופי, שמי הלילה לא יכולים להיות שחורים, כי האור מכל הכוכבים אמור להצטבר לאנרגיה אינסופית. הראשון שהעלה על הכתב את האפשרות שמקור היקום בנקודה בודדת, דווקא לא היה מדען, אלא הסופר אדגר אלן פו, שכתב על כך בשנת 1848 במאמר לא מדעי בשם "יוריקה". אולם למאמר זה לא הייתה השפעה על הקהילה המדעית. תפיסה זו של יקום סטטי השתנתה בעקבות פיתוח תורת היחסות הכללית ומחקרים תאורטיים על השלכותיה, ובעקבות תצפיות אסטרונומיות שהראו שהיקום מתפשט.
ב-1917 ניסה אלברט איינשטיין לבדוק את השלכותיה של תורת היחסות הכללית אותה פיתח על היקום. הוא הניח שהיקום הוא איזוטרופי והומוגני, וגילה שהצבת התפלגות מסה אחידה במשוואות השדה נתנה פתרון בלתי יציב, שבו היקום הולך ומתכווץ. איינשטיין הצליח לקבל בכל זאת מודל סטטי של היקום כשהוא הוסיף למשוואות עוד איבר, שלא סתר את הנחות היסוד שלו, אבל היה תלוי בקבוע שרירותי, שעבור ערך מסוים שלו קיים פתרון יציב למשוואות, שהתאים להנחה של יקום סטטי. לקבוע זה הוא קרא הקבוע הקוסמולוגי.
בשנות ה-20, ערערו שני מדענים על קביעתו של איינשטיין לפיה יש לתקן את משוואות השדה בעזרת האיבר התלוי בקבוע הקוסמולוגי, ובדקו מה משמעות הפתרונות הבלתי יציבים שמתקבלים ממשוואות השדה המקוריות. המתמטיקאי הרוסי אלכסנדר פרידמן פרסם ב-1922 וב-1924 מאמרים, בהם הראה את קיומם של שלושה סוגי פתרונות, שבכל אחד מהם היקום בתחילה מתפשט. הפתרונות היו שונים זה מזה במידת ההתפשטות ההתחלתית ובצפיפות המסה ההתחלתית של היקום. עבור צפיפות התחלתית גבוהה, התפשטות היקום נבלמת והוא מתכווץ וקורס. עבור צפיפות התחלתית נמוכה, ההתפשטות נמשכת לנצח, ועבור ערך קריטי של הצפיפות, ההתפשטות נבלמת אולם לא מתהפכת, והיקום שואף לבסוף למצב סטטי. הפיזיקאי הבלגי ז'ורז' למטר, שלא הכיר את עבודתו של פרידמן, מצא גם הוא את הפתרונות בהם היקום מתפשט. אולם הקהילה המדעית לא שמה לב לעבודותיהם, ואילו איינשטיין, שכן היה מודע להן, דחה אותן בתוקף.