إلكترون
التشكيل

تعتبر نظرية الانفجار العظيم أكثر نظرية قبولا في النطاق العلمي لشرح المراحل المبكرة من تطور الكون. وكانت درجات الحرارة في أول مللي ثانية من الانفجار الكبير قد وصلت أكثر من 10 مليار  كلفن وطاقة الفوتونات أكثر من مليون إلكترون فولت. وكانت لتلك الفوتونات نشاطا يكفي بأن تتفاعل مع بعضها البعض لتشكيل أزواج الإلكترونات والبوزيترونات. وبالمقابل تفني تلك الأزواج بعضها البعض لتنفث الفوتونات النشطة:
وقد تمت المحافظة على التوازن بين الإلكترونات والبوزيترونات والفوتونات خلال تلك المرحلة من تطور الكون. ولكن بعد مرور 15 ثانية انخفضت درجة حرارة الكون إلى مادون الحاجز الذي يمكِّن من تشكيل إلكترون-بوزيترون. وقد أفنى معظم ما تبقى من الإلكترونات والبوزيترونات بعضها البعض مطلقة أشعة غاما التي سخنت الكون لفترة وجيزة.
ولأسباب لا تزال غير مؤكدة خلال عملية تكوين لبتو كان هناك فائض في عدد الإلكترونات على البوزيترونات. وبذلك نجا حول إلكترون من كل مليار في عملية الإفناء. وقابل هذا الفائض زيادة في عدد البروتونات على ضديد-البروتونات في حالة تعرف باسم تباين باريون، مما أدي إلى شحنة صفرية صافية للكون. ثم بدأ ما تبقى من البروتونات والنيوترونات بالتفاعل مع بعضها البعض في عملية تسمى تخليق نووي ومكونة نظائر الهيدروجين والهيليوم مع كميات ضئيلة من الليثيوم. بلغت ذروة تلك العملية بعد خمس دقائق. وخضع ماتبقى من النيوترونات إلى إضمحلال بيتا السلبي بنصف عمر يعادل ألف ثانية تقريبا، ونتج عن تلك العملية إطلاق البروتونات والإلكترونات
وفي السنوات 300000–400000 التالية بقيت الإلكترونات الزائدة حيوية جدا لترتبط مع أنوية الذرات. ثم تلاها فترة سميت إعادة دمج عندما تشكلت الذرات المحايدة وأصبح الكون المتمدد أكثر شفافية للإشعاع
تشكل أول جيل للنجوم بعد الانفجار الكبير بحوالي مليون سنة. فأنتج التخليق النووي البوزيترونات من اندماج أنوية الذرات داخل النجوم. ثم مباشرة تتلاشى تلك الجسيمات المضادة باصطدامها مع الإلكترونات مطلقة أشعة غاما، فتكون النتيجة الصافية هي انخفاض ثابت في عدد من الإلكترونات ويماثله زيادة في عدد النيوترونات. ومع ذلك فإن عملية تطور النجوم هو نتيجة لتوليفة من نظائر مشعة. بحيث يمكن لعدد من لنظائر مشعة أن تخضع لإضمحلال بيتا سلبي فينبعث من النواة إلكترون وضديد نيترينو. ومثال على ذلك النظير كوبالت-60 (60Co) والذي يتحلل ليكون نيكل-60 (60Ni)‏
عندما يصل النجم إلى نهاية عمره الافتراضي، أي أن حجمه يزيد عن 20 كتلة شمسية فمن المحتمل ولوجه طور انهيار الجاذبية ليشكل ثقب أسود. طبقا للفيزياء الكلاسيكية فتلك الأجسام النجمية الضخمة تمارس جذب تثاقلي التي من القوة أن تمنع أي شيء حتى الإشعاع الكهرومغناطيسي من الإفلات عبر نصف قطر شفارتزشيلد. ومع ذلك يعتقد أن تأثير ميكانيكية الكم قد يسمح بانبعاث إشعاع هوكينغ في تلك المسافة. ويحتمل أن تنشأ الالكترونات (والبوزيترونات) في أفق الحدث لبقايا النجوم تلك.
عند نشأة أزواج من الجسيمات الافتراضية (مثل الإلكترون والبوزيترون) بالقرب من أفق الحدث، فإن التوزيع المكاني العشوائي لتلك الجسيمات قد يسمح لأحدهما بالظهور على السطح الخارجي؛ وتسمى عملية نفق ميكانيكا الكم. لذا فقد يوفر جهد الجاذبية للثقب الأسود الطاقة اللازمة لتحويل هذا الجسيم الافتراضي إلى جسيم حقيقي، مما يمكنها من أن تشع في الفضاء البعيد. وفي المقابل فإن نصيب العضو الآخر لهذا الزوج هي الطاقة السلبية، مما يسبب بخسارة صافية لكتلة-طاقة الثقب الأسود. فيزداد معدل إشعاع هوكينغ مع تناقص الكتلة مسببا بتبخر الثقب الأسود ثم ينفجر في نهاية المطاف.
الأشعة الكونية هي جسيمات لديها طاقة عالية ترتحل عبر الفضاء. وقد سجلت أعلى حالات من تلك الطاقة عند 3.0×1020 eV‏. فعندما تصطدم تلك الجسيمات بالنويات في الغلاف الجوي للأرض، ينتج وابل من الجسيمات ومنها البيون. وقد لوحظ أن أكثر من نصف الإشعاع الكوني على سطح الأرض يتكون من الميونات. فالجسيم المسمى ميون هو لبتون أي انه يخلق في الغلاف الجوي العلوي نتيجة اضمحلال بيون.
والميون بدوره يضمحل ليشكل الكترونا أو بوزيترون