宇宙的歷史。
在宇宙暴脹結束之後，宇宙充滿了夸克-膠子電漿。從此刻開始，早期宇宙的物理被了解的較多，而猜測的成分減少。
超對稱破缺（理論推測）
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主條目：超對稱破缺
如果超對稱性是我們宇宙的屬性，那麼它在能量低於1TeV的電弱對稱尺度下時就必須被打破。質點的質量和它的超伴子質量不再是相等的，這可以解釋為何從未觀測到任何已知粒子的超伴子。
電弱對稱破缺和夸克時期
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在大爆炸之後10−12秒和10−6秒
主條目：希格斯機制和夸克時期
由於宇宙的溫度低於非常高的特定高能量水準，它被相信希格斯場會自發地獲得真空期望值，其中被破壞的電弱規範對稱性產生了兩個相關的影響：
弱力和電磁力各自的玻色子（W及Z玻色子和光子）在現今的宇宙中以不同的方式和不同的範圍呈現；
通過希格斯機制，所有的基本粒子通過與希格斯場的交互作用成為質量，而在更高水準的能量下沒有質量。
在這個時期的結束，重力、電磁力、強交互作用、和弱交互作用的基本交互作用已經呈現出現在的形態。但是，宇宙的溫度仍然太高，夸克依然不能束縛在一起形成強子。
強子時期
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在大爆炸之後10–6秒至1秒
主條目：強子時期
組成宇宙的夸克-膠子電漿繼續冷卻，直到重子，包括質子和中子的強子可以形成。這個時間大約在大爆炸後1秒鐘，微中子退耦而開始可以在太空中自由的穿越。因為微中子的能量非常低，類似於在那很久以後發出的宇宙微波背景的宇宙微中子背景迄今未曾被觀測到（見上文關於夸克-膠子漿，與下文的弦論時期）。然而，從大爆炸核合成預測的氦豐度和宇宙微波背景中的各向異性兩者都是強烈的直接證據，證明宇宙微中子背景的存在。
輕子時期
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在大爆炸之後1秒至10秒鐘
主條目：輕子時期
在強子時期結束前，大多數的強子和反強子互相湮滅，留下輕子和反輕子主導宇宙的質量。大約在大爆炸之後10秒鐘，宇宙的溫度降低到新的輕子/反輕子對不再被創造，而大多數的輕子和反輕子也在湮滅反應中被消除，只留下少量殘餘的輕子[16]。
光子時期
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在大爆炸之後10秒鐘至380,000年
主條目：光子時期
在輕子時期結束時，大多數的輕子和反輕子已經湮滅之後，宇宙的能量由光子主導。這些光子仍然頻繁地與帶電的質子、電子和（最終的）核發生交互作用，並且持續到後續的380,000年。
核合成
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在大爆炸之後3分鐘至20分鐘[17]
主條目：太初核合成
宇宙的溫度在光子時期下降至原子核開始可以形成。質子（氫原子核）和中子開始進行核融合結合成更大的原子核。自由的中子和質子形成氘，氘再迅速融合成氦-4。因為宇宙的溫度與密度下降到了核融合無法繼續的程度，核合成只持續了大約17分鐘。這個時候，所有的中子都已經納入氦原子核。留下的氫原子核質量3倍於氦原子核，和微量的其它的輕原子核。
物質主導
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至大爆炸後70,000年
在這個時期，非相對論性的物質（原子核）與相對論性的輻射（光子）在密度上是相等的。金斯長度，所確定可以形成的最小結構（由於重力和壓力之間競爭的影響），的數值開始下降並且擾動，但不是被自由流輻射消滅，而是在振幅上可以增長。
根據ΛCDM，冷暗物質在這個階段佔主導地位，鋪平了重力塌縮來放大宇宙暴脹留下的微小不均勻性，使稠密的地方更稠密，稀薄的地方更稀薄。然而，因為目前的理論對暗物質的本質均未確定，它起源於更早的何時期也沒有共識，只被視為現存的重子物質。
復合
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大約在大爆炸之後377,000年
主條目：復合 (宇宙學)
用WMAP九年的資料（2012年），以我們的角度看宇宙微波背景輻射在整個宇宙的變化，實際變化會比圖中顯示得更為平順[18][19]
氫和氦原子開始形成時，宇宙的密度繼續降低。這一次被認為是發生在大爆炸之後的377,000年[20]。氫和氦開始時是在電離狀態，也就是沒有電子被束縛在原子核（帶有正電荷的質子），因此帶有電荷（分別是 +1和 +2）。當宇宙的溫度持續冷卻，電子被離子捕獲，形成中性原子。這個過程相對來說是快速的（氦核比氫核快），被稱為復合[21]。在復合結束後，宇宙中大部分的質子成為中性原子。因此，光子有效的平均自由路徑幾乎成為無限，光子現在可以在宇宙中通行無阻（請參閱湯木生散射）：宇宙變得透明。這個宇宙事件通常被稱為退耦。
出現在退耦時間的光子與我們在宇宙微波背景輻射（CMB），經過宇宙膨脹大幅冷卻之後的光子，是相同的光子。在相同的時間，存在於電子-重子電漿內的壓力波 － 稱為重子聲學振盪 － 當物質凝結時它被嵌入內部分布著，引起略為傾向於大型物件的分配。因此，宇宙微波背景輻射圖片中包括的微小波動是在暴脹期間結束時生成的（看圖），在宇宙中展開的物件，像是星系，規模的相對值，隨著整個宇宙發展的大小和時間推移[22]。
適居時期
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參見：生命起源
生命的化學可能在大爆炸之後不久就開始了，138億年前，適居時代的宇宙年齡只有1,000至1,700萬年[23][24][25]。
黑暗時期
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參見：21公分線
在退耦發生之前，宇宙中多數的光子都與電子和質子在光子-重子液中進行交互作用，其結果是宇宙是不透明或處在「大霧」之中。雖然有光，但不能通過望遠鏡看見。在宇宙中的重子物質包括電離的電漿，只有當它獲得自由電子「復合」成中性，這才釋放出光子創造了宇宙微波背景輻射（CMB）。當光子被釋放（或退耦時），宇宙就變得透明。此時，唯一的輻射是中性氫的電子自旋釋出的21公分氫線。這是目前低頻電波陣列（LOFAR，Low-Frequency Array for Radio astronomy）努力進行檢測的微弱輻射，原則上這會是一種更強大的工具，能研究比微波背景輻射更早期的宇宙。目前認為黑暗時期從大爆炸之後的1億5000萬年持續到8億年。在2010年10月發現的UDFy-38135539是第一個被發現存在於再電離時期的星系，給了我們這個時期的視窗。觀測到這個目前所知最早和最遙遠星系的是荷蘭萊頓大學的Richard J. Bouwens和Garth D. Illingsworth從UC天文台/利克天文台的紀錄中篩選出來的。他們發現UDFj-39546284這個星系出現在在大爆炸之後4億8000萬年，距離是132億光年，貫穿了宇宙的黑暗時期。最近發現的星系，UDFj-39546284，出現在大爆炸之後3億8000萬年，距離是133.7億光年[26]。