Alkuräjähdys
Yleiskatsaus

| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |

| Aikaväli | Tapahtuma | Kuvaus |
| 0–10−43 s | Planckin epookki | alkusingulariteetti laajenee |
| 10−43–10−35 s | alkuräjähdys alkaa | gravitaatio erkanee muista perusvuorovaikutuksista, vahva vuorovaikutus erkanee sähköheikosta vuorovaikutuksesta |
| 10−35–10−32 s | kosminen inflaatio | valoa nopeampi laajeneminen, aine on kvarkki-gluoniplasmaa |
| 10−12–10−6 s | kvarkkiepookki | sähkömagnetismi ja heikko vuorovaikutus erkanevat toisistaan, osa hiukkasista saa massan |
| 10−6–1 s | hadroniepookki | hadronit muodostuvat kvarkki-gluonimassasta |
| 100–300 s | alkuräjähdyksen ydinsynteesi | protonit ja neutronit yhdistyvät atomiytimiksi |
| 380 000 vuotta | rekombinaatio | atomiytimet ja elektronit yhdistyvät atomeiksi, jolloin kosminen taustasäteily vapautuu |
| 0,4 gigavuotta |  | ensimmäiset tähdet syttyvät |
| 13,8 Ga | nykyhetki |  |
Maailmankaikkeuden laajentumisen ekstrapolointi ajassa taaksepäin yleistä suhteellisuusteoriaa käyttäen johtaa äärettömään tiheyteen ja lämpötilaan äärellisessä ajassa.
Siitä, kuinka lähelle singulariteettia ajallisesti voidaan ekstrapoloida, kiistellään mutta Planckin epookkia pidetään ehdottomana rajana. Usein alkuräjähdyksellä tarkoitetaan maailmankaikkeuden 'syntymää' mutta siitä, mitä tarkkaan ottaen lasketaan kuuluvaksi alkuräjähdykseen ei ole saavutettu yksimielisyyttä. Määrittelyt vaihtelevat pelkästä alun kuumasta ja tiheästä vaiheesta koko kaikkeuden historiaan. Tavallisesti kuitenkin alkuräjähdykseen lasketaan vielä kuuluvaksi muutamat ensimmäiset minuutit. Tyypin Ia supernovilla tehtyihin laajentumismittauksiin, kosmisen taustasäteilyn lämpötilaerojen mittauksiin ja galaksien korrelaatiofunktion mittauksiin perustuen kaikkeuden iäksi on laskettu 13,7 ± 0,2 miljardia vuotta.
Maailmankaikkeuden varhaisimmat vaiheet ovat vielä varsin spekulatiivisia. Useimpien mallien mukaan kaikkeus oli täysin homogeeninen ja isotrooppinen, sillä oli äärimmäisen korkea energiatiheys sekä valtaisa lämpötila ja paine, ja se laajentui ja jäähtyi hyvin nopeasti. Arviolta 10−35 sekunnin laajenemisen jälkeen tapahtunut faasimuutos johti kosmiseen inflaatioon, jonka aikana kaikkeus laajeni eksponentiaalisesti. Inflaation jälkeen maailmankaikkeuden koko oli 1028-kertainen kuin ennen inflaation alkua. Inflaation pysähtyessä kaikkeus koostui kvarkki-gluoniplasmasta (QGP) ja muista alkeishiukkasista. Lämpötila oli niin korkea, että hiukkasten satunnaisliike oli nopeudeltaan relativistista ja erilaisia hiukkas-antihiukkaspareja syntyi ja tuhoutui törmäyksissä jatkuvasti. Jossain vaiheessa tuntematon baryonigeneesiksi (engl. baryogenesis) nimetty tapahtuma rikkoi baryoniluvun säilymislakia ja johti kvarkkien ja leptonien ylimäärään suhteessa antimateriaan. Yhtä kvarkkia kohti tuhoutui 30 miljoonaa antikvarkkia. Tämä johti nykyisessä kaikkeudessa olevaan materian vallitsevuuteen suhteessa antimateriaan.
Maailmankaikkeuden laajeneminen ja jäähtyminen jatkui johtaen hiukkasten keskimääräisen energian pienenemiseen. Symmetriarikoksi nimetyssä faasimuutoksessa perusvuorovaikutukset ja alkeishiukkaset saivat nykyisen muotonsa. 
Noin 10−11 sekunnin jälkeen spekulatiivisuus vähenee, sillä hiukkasten energia väheni hiukkaskiihdyttimissä saavutettavissa oleville tasoille. Noin 10−6 sekunnin kohdalla kvarkit ja gluonit yhdistyivät baryoneiksi kuten protoneiksi ja neutroneiksi. Pieni kvarkkien ylimäärä suhteessa antikvarkkeihin johti pieneen ylimäärään baryoneja verrattuna antibaryoneihin. Lämpötila ei ollut enää riittävän korkea uusien protoni-antiprotoniparien eikä neutroni-antineutroniparienkaan syntymiseksi. Näin käynnistyi massiivinen annihilaatio, josta jäi jäljelle vain yksi 1010:stä alkuperäisestä protonista ja neutronista eikä yhtään antihiukkasta. Vastaava annihilaatio tapahtui elektroneille ja positroneille noin yhden sekunnin paikkeilla. Annihilaatioiden jälkeen jäljelle jääneet protonit, neutronit ja elektronit eivät enää liikkuneet relativistisilla nopeuksilla.lähde?
Muutaman minuutin kuluttua lämpötilan laskettua noin miljardiin kelviniin ja tiheyden ollessa ilman tiheyden luokkaa neutronit ja protonit yhdistyivät deuterium- ja heliumytimiksi alkuräjähdyksen ydinsynteesiksi kutsuttavassa prosessissa. Useimmat protonit säilyivät yhdistymättöminä vety-ytiminä. Noin 380 000 vuotta myöhemmin elektronit ja ytimet yhtyivät lähinnä vetyatomeiksi ja fotonit vapautuivat aineesta, jolloin muodostui nykyisin havaittava kosminen taustasäteily.
Ajan myötä hivenen tiheämmät alueet keräsivät gravitatiivisesti puoleensa läheistä ainetta ja kasvoivat edelleen tiheämmiksi muodostaen kaasupilviä, tähtiä, galakseja ja muita nykyisin havaittavissa olevia taivaankappaleita. Tämän rakenteen muodostumisen yksityiskohdat riippuvat kaikkeuden aineen määrästä ja tyypistä. Kolme tunnettua aineen tyyppiä ovat kylmä pimeä aine, kuuma pimeä aine ja baryoninen eli nk. tavallinen aine. Parhaat lähinnä WMAP:sta saadut mittaustulokset osoittavat kylmän pimeän aineen olevan yleisin ainetyyppi. Kaksi muuta muodostavat vähemmän kuin 20 % kaikkeuden aineesta.
Nykyinen maailmankaikkeus vaikuttaa olevan tuntemattoman pimeän energian vallitsema. Arviolta 70 % koko kaikkeuden energiasta on tässä muodossa. Tämän pimeän energian uskotaan aiheuttavan kaikkeuden kiihtyvän laajenemisen. Pimeän energian yksinkertaisin formulointi on kosmologinen vakio Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kenttäyhtälöissä, mutta sen koostumus on tuntematon. Pimeän energian kosmologisen tilanyhtälön yksityiskohdista sekä yhteensopivuudesta hiukkasfysiikan standardimallin kanssa tehdään jatkuvaa teoreettista ja kokeellista tutkimusta.
Kaikki nämä havainnot voidaan selittää kosmologian ΛCDM-mallilla. Se on alkuräjähdyksen matemaattinen malli, jossa on kuusi vapaata parametria. Ensimmäiselle 10−11 sekunnille ei ole pätevää fysikaalista teoriaa. Alun singulariteetin fysikaaliseen ratkaisemiseen tarvitaan kvanttigravitaatiota. Tämän alkuhetken ymmärtäminen on yksi suurimmista fysiikan ratkaisemattomista kysymyksistä.lähde?