stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Tom Gordon'a Aşık Olan Kız
Tanrı kavramı

King bu kitabında ayrıca, tanrı kavramını da sorgulamaktadır. Tanrı kitapta üç ayrı biçimdedir: Kayıpların Tanrısı, Tom Gordon'un Tanrısı ve Subaudible.
Kayıpların Tanrısı kara sineklerden oluşan gözleri ve jilet tırnaklarıyla Trisha'yı takip etmektedir. Tom Gordon'un Tanrsı, daha çok sporla ilgilenen bir tanrıdır. Subaudible ise Trisha'nın babasının inandığı bir tanrıdır.
ISBN numaraları

ISBN 0-7540-1322-7 (kartonkapak, 1999)
ISBN 0-684-86762-1 (kartonkapak, 1999)
ISBN 0-7540-2239-0 (kartonkapak, 1999)
ISBN 0-671-04213-0 (1999)
ISBN 0-684-83583-5 (e-kitap, 1999)
ISBN 0-606-18369-8 (2000)
ISBN 5-237-02949-3 (2000)
ISBN 0-671-04285-8 (2000)
ISBN 0-7838-8640-3 (2000)
ISBN 1-930161-63-8 (e-kitap, 2001)
| --- | --- |
Otorite kontrolü :  GND: 4674433-2  MusicBrainz release group: ecc95ebf-e24f-4c8b-9e61-f246b1857cc7  MusicBrainz work: f361401a-46dc-4b14-991f-7e6639734c2d  VIAF: 215958153
Sonu İyi Biterse

| Sonu İyi Biterse All's Well That Ends Well |
| --- | --- |
All's Well That Ends Well
1623'te ilk defa Birinci Folyo içinde yayınlanan "All's Well That Ends Well" eserinin baş sayfası
Yazar: William Shakespeare
İlk gösterim: 1602-1603
Ülke: İngiltere
Orijinal dil: İngilizce
Tür: Komedi
Zaman ve mekân: Fransa ve Toskana
Sonu İyi Biterse (İngilizce özgün adı: All's Well That Ends Well) ünlü İngiliz yazarı William Shakespeare tarafından yazılmış bir oyundur. Ne zaman yazıldığı kesin olarak bilinmemekle beraber 1601 ile 1608 arasında Shakespeare kariyerinin ikinci yarısının başlangıç yıllarında yazıldığı tahmin edilmektedir. Bu eser 1623te Shakespeare eserlerinin tümünü kapsayan Birinci Folyo içinde yayınlanmıştır. Önceleri bu oyun komedi olarak sınıflandırılmakta idi. Ancak çağımızda bu sınıflama değiştirilmiş kolayca komedi veya trajedi olarak sınıflandırma yapılamadığı için bu eserin problem oyunlar olarak sınıflanması kabul edilmektedir
Yazılma kaynağı, zamanı ve sahnede oyun

Bu oyunun kaynağı Rönesans çağı ünlü İtalyan yazarı Boccacio'nun Dekameron adlı kitabındaki 3.9 numaralı hikâyedir. Bu hikâye Shakespeare zamanında İngilizce tercümesi William Painter'in hazırladığı Palace of Pleasure (Zevk Saray adlı bir tercüme hikâyeler antolojisinde bulunmaktaydı ve büyük olasılıkla Shakespeare'in kaynağı bu antoloji kitabıdır.
Bu oyunun Shakespeare çağından ta Cromwell devriminin sonunda kraliyetin tekrar Restorasyonu ve İngiliz tiyatrolarının yeniden açılmasına kadar tiyatrolarda oynandığına dair elimizde hiçbir belge bulunmamaktadır. İlk belgesi olan sahneye konulma 1741de ve sonraki 1742'dedir. 1742'de Drury Lane Kraliyet Tiyatrosunda sahneye konulduğu zaman oyunun şanssızlık getirdiği adı ortaya çıkmıştır. O sahneye koyuşta Helena rolünü oynayan aktris bayılınca yerini başkası almış ve kral rolünü oynayan aktör de bayılıp sonra ölmüştür. Daha sonra bu oyun ancak çok aralıklarda sahnelerde görülmüştür. 1832'de Covent Garden Tiyatrosunda bir şimdiki müzikallere benzeyen opera olarak sunulmuştur.
Karakterler

Fransız Kralı
Floransa Dükası
Bertram - Rousillon Kontu.
Rousillon Kontesi - Bertram'in annesi.
Lavache - Kontesin soytarısı.
Helena - Kontes tarafından korunmakta olan bir asıl kadın.
Lafeu - Bir yaşlı asilzade.
Parolles - Bertram'ın bir yandaşı.
Bir Floransalı Yaşlı Dul - Soyadı Capilet.
Diana - Yaşlı dulun kızı.
Rousillon Kontesi'nin vekilharcı
Violenta, Mariana - Dul hanımın komşuları ve arkadaşları.
Bir içoğlanı
Askerler, Uşaklar, Beyzadeler, Saraylılar
Konu

Helena asiller sınıfına ait olmayan bir ailenin çok güzel bir kızıdır ve Roussillon Kontesi'nin aile şatosunda nedime olarak hizmet yapmaktadır. Kontes'in oğlu Bertram Fransa Kıralının vâsiliği altında eğitim için Paris'e gitmeye hazırlanmaktadır. Aralarında büyük bir sınıf farkı olmasına rağmen Helana uzun zamandır gizli gizli Bertram'i sevmektedir. Tam o sırada Kralın (Shakespeare çağında uzunca bir ülser olarak teşhis edilen) fistul hastalığından muzdarip olduğu haberi gelmiştir ve bunun ölümcül bir hastalık olduğu bilinmektedir. Helena'nin babası çok tanınmış bir doktor olup kızını da doktorluk üzerine yetiştirmiştir. Helena Krala gidip onu iyileştirebileceğini ama tedavi başarılı olursa Helana'ya kızın kendi istediği bir genç erkeği koca olarak almayı sağlaması için söz vermesini şart koşar. Kıral bunu kabul eder; Helena'nın tedavisi başarılı olur ve Helena Kıralı'ın hayatını kurtarır. Kıral çok sevinmiştir ve kabul ettiği şartı karşılanmaya hemen hazırdır. Doğaldır ki evlenmeyi hiç istemeyen ve tamamıyla bu evliliğe gönülsüz olan Bertram'ı koca adayı olarak seçer. Helena evlenmenin zorla olmamasını ve koca adayının evlenmeyi reddebilmesini kabul etmiştir. Ancak Kıral Helena'ya istediği bir evlenmeyi mutlaka gerçekleştirmeye zorlar; sonunda hem Helana hem de Bertram bu zorla nikâha razı olurlar.
Evlenmeye zorlanan çift nikâhtan hemen sonra birbirinden ayrılırlar. Bertram, Helena ile evli kalacağına, bir savaşta ölmeyi tercih ettiği için İtalya'da şehir devletlerinden olan Floransa ile Siena arasındaki savaşa katılmak üzere İtalya'ya gider. Savaş devam ederken Helena'ya onun kocası olduğunu reddeden şu mektubu gönderir:
Bertram bu şartların gerçekleşmelerinin imkânsız olduğuna inanmıştır. Buna rağmen Helena kocasını yeniden eline geçirmek için bir plan yaparak kocasını görmek için seyahate çıkar.
Savaş cephesinde ise genç asilzadeler Bertram'i hiçbir ise yaramayan arkadaşı Parolles'in bir korkak kişi olduğuna inandırmaya çalışmaktadırlar. Karmaşık ve kurnaz bir aldatmaca hazırlamışlardır. Parolles'i düşmanın eline geçmiş olan bölük davulunu geri almak için bir baskına zorlarlar. Bu baskın güya başarısız olur ve Parolles güya düşman tarafından yakalanır. Halbuki onu yakalayanlar ondan hoşlanmayan kendi tarafı askeridir. Parolles sahte düşman tarafından sorguya çekilir. Kendi hayatını kurtarmak isteyen Parolles kendi ordusunun sırlarını düşmana açıklar ve bu arada güya arkadaşı olan Bertram'i
diye nitelendirir. Bu şekilde şerefini kaybeden Parolles asilzadelik unvanından da atılır ve Fransa'ya bir dilenci olarak geri döner.
Bu arada Helena Bertram'ın çok hoşlandığı bir genç kız olan Diane ile görüşüp planını gerçekleştirmek için onun yardımını ister. Birlikte balıkçılık tabirleri ile
şeklinde bir tuzak uygularlar. Diana Bertram'ı alıp yatağına sokar ama yatakta Helena vardır. Bertram yalancı Diana'ya yüzüğünü verir ve birlikte yatarlar. Böylece Bertram'in mektubunda şart koştuğu sonuçlar gerçekleşmiştir. Son perdede Helena'nın kurnaz bir planı gerçekleştirdiğini herkes duymuştur. Bundan olağanüstü etkilenen Bertram Helana'ya sadık bir koca olacağına ve onu hayatından çok seveceğine yemin eder.
Kritik

Bu oyun Shakespeare'in popüler olmayan, çok az sahneye koyulan ve az bilinen oyunlarının başındadır. Bu yüzden Türkçeye çok geç ve tek defa 1988'de tercüme edilmiştir.
Buna başlıca neden eserin genel mantığının çok acayip bir karışımda olmasındandır. Bu eserin içeriği biraz açık realizm ile peri masalı karışımındadır ve oyunda zaman zaman bu iki değişik görüş arasında akala hayale uymayan şekilde değişim yapılmaktadır. Örneğin eserin son sahnesinde Bertram birdenbire tek satırda Helena'yi nefretten onu sevgiye geçmekte; bu ne seyirciye ne de aktörlere inandırıcı olmaktadır.
Bu oyunda beğenilen bir rol yaşlı Kontes rolüdür. Çok kere bu oyun biraz yaşı geçmiş aktrislerin kariyerlerine devam edebilmeleri için Kontes rolünü almalarını sağlamak nedeniyle sahneye konulmaktadır. Örneğin son yıllarda yaşlı İngiliz aktrisleri olan Peggy Ashcroft ve Judi Dench bu kontes rolünü oynamışlardır.
Türkçeye çeviriler

Yeter ki Sonu İyi Bitsin. Çev. Özdemir Nutku. İstanbul: Remzi Kitabevi, 1988.
Büyük Patlama kronolojisi

Büyük Patlama Kronolojisi, Evrenin kronolojisi büyük patlama kozmolojisine göre evrenin geçmiş ve geleceğini tanımlar.  Planck çağından beri evrenin egemen bilimsel modellere göre nasıl geliştiğini kozmolojik koordinatların zaman parametrelerini kullanarak açıklar. Evren'in genişlemesinin 13,8 milyar yıl önce başlamış olduğu tahmin edilmektedir. Evrenin kronolojisini özetlemek için 4 ana parçaya ayırmak uygundur.
Evrenin Tarihi - yerçekimisel dalgalar hipotezi büyük patlamadan hemen sonra ışıktan daha hızlı genişleyen kozmik enflasyondan meydana gelmiştir.
Evrenin çok erken safhalarında, Planck çağından kozmik enflasyona kadar ya da kozmik zamanın ilk pikosaniyelerinden itibaren bu süre şu andaki parçacık fiziğindeki deney kavrayışının ötesinde aktil teori araştırma alanıdır.
Erken evren, kuark çağından foton çağına kadar ya da kozmik zaman ilk 380.000 yılında  tanıdık kuvvetler ve temel parçacıklar ortaya çıktı ancak evren plazma durumunda takip eden "karanlık çağda" 380.000 yılından 150 milyon yıla kadar kaldı. Bu durumda evren şeffaf olmasına rağmen büyük ölçeklerde yapılar henüz oluşmamıştı.
Yaklaşık 150 milyon yıl yıldız evrimi, galaksi oluşumu ve evrimi ve galaksi kümeleri ve üstkümelerin oluşumu da dahil olmak üzere büyük ölçekli yapı oluşumu günümüze kadar sürdü. Galaksimizin ince bir disk olarak oluşması yaklaşık 5 milyar (9 Gya) yıl sürdü.  Güneş sistemimizin oluşması yaklasık 9.2 milyar (4.6 Gya) yıl sürdü. Bu oluşumla birlikte dünya üzerindeki hayatın doğması yaklaşık 9.8 milyar (4 Gya) yıl sürdü.
Uzak bir gelecekte yıldızların oluşumunun durmasından sonra evrenin nihai kaderı için çeşitli senaryolar vardır.
İleri Erken Dönemde Evren

Evrenin en erken dönemini ilgilendiren tüm fikirler (evrendoğum) kuramsaldır. Bugün, hiçbir parçacık hızlandırıcı deneyi, dönemi anlamayı sağlayacak şiddetteki enerjilere ulaşamamaktadır. İleri sürülen tüm senaryolar, temel farklılıklar göstermektedir. Bu senaryolara örnek olarak; Hartle-Hawking ilk durumu, sicim durumu (manzarası), Bran enflasyonu, sicim gaz kozmolojisi ve the ekspirotik evren verilebilir. Bu örneklerden bazıları birbiriyle bağdaşır.
İleri Erken Dönemde Evren > Planck Dönemi

Planck çağı (enflasyonun olmadığı) büyük patlama kozmolojisinde yüksek sıcaklığın bulunduğu dönemde dört temel  kuvvetin elektromanyetizma,yerçekimi, zayıf nükleer etkileşim ve güçlü nükleer etkileşimin  olduğu dönemdir. Bu büyük sıcaklıklarda fizik adına çok az şey anlaşılabilir. Farklı hipotezler farklı senaryolar sunar. Geleneksel büyük patlama kozmolojisi bu andan önce yerçekimsel tekilliğin olduğunu tahmin eder. Ancak bu teori genel göreliliğe ve kuantum etkilerinin yıkılmasına bel bağlar.
Enfasyon kozmolojisinde enflasyonun sonundan önceki zamanda (büyük patlamadan sonra aşağı yukarı 10−32 saniye) geleneksel büyük patlama çizgisini takip etmez.
Planck çağını formüle etmek için birçok model girişimde bulundu. Bunlardan bir tanesi kurgusal fikirler sunan "Yeni fizik"tir. Örnek olarak Harttle-Hawking başlangıç durumu, sicim gaz kozmolojisi ve ekpyrotic evren bulunmaktadır.
İleri Erken Dönemde Evren > Büyük Birleşme Dönemi

Evren Planck döneminden çıkıp genişlemeye ve soğumaya başlayınca yer çekimi kuvveti, diğer temel kuvvetler olan elektromanyetizma ile zayıf nükleer kuvvetten, yani gauge etkileşimlerinden ayrılarak farklılaşmaya başlamıştır. Hatta fizik, bu dönemde bu temel kuvvetlerin, dünyanın gözlenen güçlerini üretmeyi durduran Standart Model'in gauge grubunu da kapsayan çok daha büyük bir gruba dahil olduğu büyük birleşme ile açıklanabilir. Kaldı ki nükleer enerjinin zayıf nükleer kuvvetten kopmasıyla bu büyük birleşme de bozulmuştur. Bu durum, patlama ardından genişleme olur olmaz görülmüştür. Bazı teorilere göre de bu olay manyetik tekkutupları yaratmıştır. Güçlü etkileşim ve zayıf etkileşimin büyük birleşme kuramı, bu dönemde sadece Higgs bozonu parçacığının görülmesinin beklenebileceğini anlatır.
İleri Erken Dönemde Evren > Elektro-Zayıf Dönemi

Evrenin sıcaklığı yeterince düşük iken geleneksel büyük patlama kozmolojisine göre, elektrozayıf çağ, Büyük Patlama'nın ardından 10−36 saniye sonra başladı. Evrenin sıcaklığı, güçlü kuvveti elektro zayıf kuvvetten ayıracak kadar düşüktü. Enflasyon kozmolojisinde enflasyon çağı, elektro-zayıf çağ yaklaşık olarak 10−32 saniyede son bulduğunda başladı.
İleri Erken Dönemde Evren > Enflasyon Dönemi

Büyük patlamadan sonra 10−32 saniye sonra başladı.
Kozmik enflasyon enflasyon denilen hipotez alan tarafından ivmelenerek genişlemesiyle üretilen bir çağdır. Bu çağdaki özellikler Higgs alanı ve karanlık enerji ile benzerlikler gösterir. Genişleme yavaşlarken homojenlikten gelen sapmalar büyüdü ve evreni daha kaotik bir hale getirdi. Genişlemenin hızlanmasıyla evren daha homojen bir hale geldi. Geçmişteki uzun süre devam eden enflasyon genişlemesi evrendeki yüksek derecedeki homojenliği açıklar. Enflasyondan önceki durumda evren aşırı derecede düzensiz olmasına rağmen, bugün bile gözlemlenen büyük ölçeklerde  homojenlik gözükür.
Enflasyon alanı büyük patlama genişlemesinde başlayan sıradan bir nokta olarak adlandırılan  "yeniden ısınma" sıradan parçacıkların içine doğru bozunmaya başlayınca, enflasyon sona erdi. Yeniden ısınma süresi genellikle büyük patlamadan sonraki zaman diye anılır. Bu öyle bir zamana değinir ki o zamanda geleneksek kozmoloji (enflasyon olmayan) büyük patlama tekilliği ile evrenin sıcaklığının düşmesi arasında geçmiştir. Enflasyon kozmolojisinden geleneksel büyük patlama meydana gelmedi.
En basit enflasyona ait modellere göre, enflasyon Big Bang'den sonra yaklaşık 10−32 saniyeye karşılık gelen bir sıcaklıkta sona erdi. Yukarıda açıklandığı gibi, bu enflasyon çağı 10−32 saniyeden az  sürdü anlamına gelmez. Aslında, evrenin gözlenen homojenliğini açıklamak için, bu süre 10−32 saniyeden daha uzun olmalıdır. Enflasyon Kozmolojisinde en erken anlam dolu zaman "Büyük patlamadan sonrasında" enflasyonun bittiği zamandır.
17 Mart 2014 tarihinde, BICEP2 işbirliği ile astrofizikçiler enflasyon yerçekimi dalgalarının  B-mode güç spekturumunda keşfedildiğini duyurdular. Bu keşif enflasyon teorisi için açık deneysel bir kanıt olarak yorumlandı.  Ancak, Haziran 19, 2014 tarihinde, enflasyon bulgularının rapor edilmesiyle güven düştü  ve son olarak, 2 Şubat 2015'te, BICEP2/Keck ve Planck uydusunun ortak veri analizleriyle B-mode larının keşfi için istatistiklerin çok düşük olduğu yorumlandı ve bunun sebebinin Samanyolundaki kutuplaşmış tozlara dayandırdılar.
İleri Erken Dönemde Evren > Baryogenez

Günümüzde evrendeki baryonlarının miktarının anti baryonlara göre neden bu kadar çok olduğunu açıklayacak yeterli  gözlemsel bir kanıt yoktur. Bu fenomen için  kozmolojik enflasyonun bitmesinden bir süre sonra gözlemlerde sayılacak olan adayın Sakharov koşullarını tatmin etmesi gerekmektedir. Parçacık fiziği Bu koşullar altında karşılaşmış asimetriler için bu simetrilerin evrende gözlemlenen baryon ve anti baryonlardan sayılabilmesi için deneysel olarak çok küçük olduğunu söyler.
Erken Dönemde Evren

Kozmik enflasyon sona erdikten sonra evren, kuark-gluon plazması ile doldu. Bu noktadan itibaren evrenin erken aşması fizik tarafından daha iyi anlaşılmaktadır ve enerji kuark çağındaki enerjiler direkt olarak deneylere cevap verebilir.
Erken Dönemde Evren > Süpersimetrinin Kırılması

Eğer süpersimetri evrenimizin bir özelliği ise, o zaman enerji  1 TeV (elektro zayıf simetri ölçeği) daha düşük bir noktada kırılamaz. Parçacıkların kütleleri ve onların süper partnerleri hiçbir şekilde  bilinen parçacıkların gözlenemeyen süper partnerlerine eşit olamaz.
Erken Dönemde Evren > Kuark dönemi ve Elektrozayıf Simetrinin Kırıldığı Dönem

Ana madde: Kuark dönemi
Büyük patlamadan sonra 10-12 saniye ile 10-6  saniye arasında.
Evrenin sıcaklığı belirli birçok yüksek enerji seviyesinin altına düştüğünde Higgs alanının kendiliğinden beklenen vacum değerini kazanır. Bu değer ki elektrozayıf gauge simetrisini kırar. Bu kırılmayla ilgili iki etki görülür.
1. Zayıf kuvvet ve elektromanyetik kuvvet ve kendi bozonlarının farklı bir şekilde açıkça günümüz evreninde farklı dizilerde görülür.
2.  Higgs mekanizması vasıtasıyla, bütün element parçacıkları Higgs alanıyla etkileşiminden kütle kazanır.
Bu çağın sonunda, temel etkileşimlerden olarak yerçekimi, elektromanyetizma, güçlü etkileşim ve zayıf etkileşim temel etkileşimleri artık bugünkü biçimlerini almış ve temel parçacıklar kütlelerini kazanmış olur. Ancak hala evrenin sıcaklığı quarkların bükülerek hadronları oluşturması için çok sıcaktır.
Erken Dönemde Evren > Hadron Dönemi

Büyük patlamadan sonra 10-6 saniye ile 1 saniye arasında olmuştur.
Evreni oluşturan kuark-gluon plazmalar hadronlara kadar soğumaya devam etti. Bunlara proton ve nötronlardan oluşan baryonlarda dahildir. Büyük patlsmadan yaklaşık 1 saniye sonra nötrino çiftleri ayrışarak uzay boyunca serbestçe harekete başladı. Nötrino enerjileri gözlemleyebilmek için çok düşük olduğundan dolayı kozmik nötrino arka planı kozmik mikro dalgaların arka planına benzer. Ancak kozmik nötrino arka planlarının var olduğuna dair kesin bir kanıt yoktur.
Erken Dönemde Evren > Lepton Dönemi

Büyük patlamadan sonra 1 saniye ile 10 saniye arasında olmuştur.
Hadronların ve anti-hadronların büyük  çoğunluğu birbirlerini hadron çağının sonunda ortadan kaldırmıştır. Lepton ve anti leptonların evrenin geri kalan kütlesine egemen olmasını sağlamıştır. Büyük patlamadan yaklaşık 10 saniye sonra evrenin sıcaklığı yeni lepton ve anti lepton çiftlerinin birbirini yok edemeyeceği noktaya kadar düşmüştür. Geriye küçük lepton kalıntıları kalmıştır.
Erken Dönemde Evren > Proton Dönemi

Büyük patlamadan sonra 10 saniye ile 380.000 yılları arasında olmuştur.
Lepton ve anti leptonların birbirini yok etmelerinden sonra lepton çağının sonunda  evrendeki enerjiye fotonlar tarafından egemen olundu. Bu fotonlar hala sık sık yüktü protonlar, elektronlar ve (son olarak) hala yüklü protonlar, elektronlar ve (sonunda) çekirdeklerle etkileşime girdiler ve bunu önündeki 380.000 yıl boyunca yapmaya devam ettiler.
Erken Dönemde Evren > Proton Dönemi > Nükleosentez Dönemi

Büyük patlamadan sonra 3 dakika ile 20 dakika arasında olmuştur.
Foton çağı sırasında evrenin sıcaklığı atomik çekirdeklerin oluşmaya başladığı noktaya kadar düştü. Protonlar ve nötronlar nükleer füzyon süresince atom çekirdekleri için birleşmeye başladı. Serbest nötronlar protonlarla birleşerek döteryumu oluşturdu. Döteryum hızla füzyona helyum-4 ile füzyona girdi. Evrenin yoğunluğunun ve sıcaklığının nükleosentezin devam edemeyeceği noktaya kadar düşmesiyle nükleosentez sadece 17 boyunca devam etti. Bu zamana kadar bütün nötronlar helyum-4 çekirdeğinin içine katılmıştı. Bu yaklaşık olarak hidrojenin helyum-4 den üç kat daha fazla kütlesinin olmasına sebep oldu.
Erken Dönemde Evren > Proton Dönemi > Maddenin Hakimiyeti

Büyük patlamadan  70.000 yıl sonra
Şu anda, relativistik olmayan maddenin (atomik çekirdekler) ve relativistik radyasyonun (fotonlar) yoğunlukları eşittir. Oluşturulabilen en küçük yapı parçacığı olan Jean'in uzunluğu (yerçekimi çekimi ile basınç etkilerinin birleşimi ile)  düşmeye başladı ve serbest akış radyasyonu tarafından silinip yok olmak yerine tedirginliklerin genliği büyümeye başladı.
ΛCDM göre, bu aşamada soğuk karanlık madde egemen oldu. Yerçekimini yükseltmek için kozmik enflasyon tarafından küçük homojen olmayan genlik kalıntıları çöktü. Sonuç olarak yoğun bölgeler daha yoğun ve rarefied bölgelerini de daha düşük rarefied haline çevirdi. Ancak günüz karanlık madde teorileri sonuçsuz oldukları için henüz erken safhalar için bir fikir birliği yoktur.
Erken Dönemde Evren > Proton Dönemi > Yeniden Birleşme

Büyük patlamadan 377.000 yıl sonra
Hidrojen ve helyum atomları evrenin yoğunluğunun düştüğü zaman oluşmaya başlar. Buda büyük patlamadan yaklaşık 377.000 yıl sonrasında olduğu düşünülmektedir. Hidrojen ve helyum iyonizleşmenin (çekirdeğe bağlı elektron bulunmaması yani çekirdeğin pozitif yüklü olması ) başlarındayken evren sakinleşiyordu. Elektronlar iyonlar tarafından yakalıyor ve elektriksel nötr hale geliyorlardı. Bu süreç nispeten hızlıdır (helyum için hidrojenden daha hızlıdır) ve bu süreç yeniden birleşme olarak adlandırılır. Yeniden birleşmenin sonunda evrendeki birçok proton nötr atomlara bağlıdır. Sonuç olarak fotonların serbest yolları etkin bir biçimde sonsuz olur ve fotonlar serbest bir şekilde şeffaf olan evrende gezinebilir (Thomson saçılması). Bu kozmik olay genellikle ayrılma olarak görülür.
Evrenin genişlemesi yüzünden evren büyük ölçüde soğuduktan sonra ayrılma sırasında mevcut olan fotonlar kozmik evrendeki mikrodalga arka plandaki fotonlarla aynıdır. Bu zaman zarfında elektron baryon plasmasındaki -baryon akustik salınımları olarak bilinir- mevcut basınç dalgaları maddenin dağılımına gömüldü. Yoğunlaştırıldığı zaman büyük ölçekli objelerin dağılımındaki çok küçük bir önceliğini yükseltir. Sonuç olarak, kozmik mikrodalga arka planı evrenin bu çağının bir resmini verir. Bu resimde enflasyon boyunca üretilen küçük dalgalanmaları (diagrama bakın) içerir ve objelerin dağılımını örnek olarak galaksilerin evrendeki dağılımını zamanla gelişen evrende objelerin boyutlarını ve ölçeklerini belirleyebiliriz.
Erken Dönemde Evren > Karanlık Çağlar

Ayrışma olmadan önce, evrendeki fotonların çoğunluğu foton-baryon sıvısındaki elektron ve protonlarla etkileşim içindeydi. Sonuç olarak evren "sisli" ya da opaktı. O zamanın ışığı bugünkü teleskoplarla gözlemleyebilmemiz için yeterli değildi. Evrendeki baryonik madde iyonize plazmadan oluşuyordu ve sadece nötr hale geldiği zaman yeniden kombinasyon boyunca serbest elektronları kazanıyordu. Dolayısıyla fotonları bırakmak kozmik mikrodalga arka planı (CMB) yaratıyordu. Fotonlar bırakıldığı zaman ya da ayrıldığı evren şeffaf oluyordu. Bu noktada sadece 21 cm dönüş hatlı nötr hidrojen tarafından yayılıyordu. Bugünlerde bu zayıf radyasyonu tespit etmek için gözlemsel bir efor harcanıyor. Evrenin erken dönemlerini çalışmak için prensipte kozmik mikro dalga arka planından daha güçlü bir koz. Karanlık çağlar bugünkü düşüncelerle büyük patlamadan sonraki 150 ile 800 milyon yıl arasında sürdü. 2010'daki Ekim ayında UDfy-38135539 keşfi, ilk gözlenen galaksinin yeniden iyonşalaşma çağında var olduğu bulundu ve o zamanlara bir pencere açma imkânı sağladı. Galaksinin bu periyodun ilk zamanlarında gözlemlendi ve sonuç olarak Leiden University's Richard J. Bouwens ve Garth D. Illingsworth UC Observatories/Lick Observatory. gözlemlenen en uzak galaksi olduğu kaydedildi. Galaksi UDFj-39546284'ün büyük patlamadan 480 milyon sonra ya da kozmik karanlık çağların yarısında bulunduğu ve 13.2 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi. Son zamanlarda, UDFy-38135539, EGSY8p7 ve GN-z11galaksileri büyük patmadan sonra 380-550 milyon sonra bulunduğu ve 13.4 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi.
"Karanlık Çağlar" kozmik arkpalan radyasyonun sıcaklığının 4000 K'den 60 K düştüğü bir dönemdir. Arka plan sıcaklığı 373 K ile 273 K arasındadır. Bu 7 milyon yıl boyunca suyun sıva halde bulunmasına imkân verir. Büyük patlama olduktan 10 ile 17 milyon yıl sonrasına denk gelmektedir. (kırmızıya kayma 137-100) Loeb'e (2014) göre prensipte ilk yaşamın mümkün olması için bu pencerinin olanak sağladığını tahmin ediyor. Bu da "Erken evrende yaşanılabilir çağ" olarak adlandırılıyor.
Büyük Ölçekte Yapıların Oluşumu

Büyük patlama modelindeki yapı formları büyük yapılardan önce küçük yapıların oluşmasıyla hiyerarşik bir şekilde devam eder. İlk oluşan yapılar kuazarlardır. Kuazarlar parlak, erken aktif galaksiler ve III yıldızların popülasyonu olduğu düşünülmektedir. Bu çağdan önce, evrenin evrilmesi doğrusal kozmolojil pertübasyon teorisi ile anlaşılabilir. Yani bütün yapılar mükemmel homojen olan evrenden küçük sapmalar olarak anlaşılabilir. Bu hesaplamayı sayısal olarak nispeten çalışmak kolaydır. Bu noktada doğrusal olmayan yapıların oluşması ve hesaba dayalı problemlerin zorlaştırır. Örneğin N-body simülasyonu milyar tane parçacık içerir.