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如果我们想象将宇宙的当前膨胀进行“回绕”，那就意味着我们所知的宇宙中的一切——空间、时间、物质和能量——是在大约150亿年前（根据2008年3月<WMAP>的数据得出宇宙的年龄约137.3亿±1.2亿岁）从一个密度无穷大而体积为零的点（奇点）显露出来的。确切的时间未知，因为宇宙膨胀的细节是难以测量和解释的。

但并不重要。重要的是，膨胀表明，大约略早于或略迟于150亿年前存在过超密状态，这种超密状态在极端条件下看来是从一个奇点起始的。所有这些都得到了广义相对论方程式的支持——但没有人相信实际发生的情况与这一模一样；量子物理学效应在接近奇点是应该居于统治地位，并且保证这个假想的数学点通过某种叫做量子测不准的过程而实际上被抹掉。

在靠近奇点的地方究竟发生了什么事以及量子过程如何导致了大爆炸，这个问题是当前宇宙学思考中的最重大问题之一，而为了回答这个问题所做的尝试则构成了今天宇宙学中的大量研究的基础。但我们不必马上操心这些事。现在我们感兴趣的那些条件，比如我们从日常事物性质得到的完全坚实可靠的知识仍然能够应用的最早时刻和地点，是在奇点代表的时刻——有时叫做“创造时刻”或“宇宙创生”——之后万分之一秒（0.0001秒）的时候发生的。天体物理学家觉得已掌握了所涉及的科学的全部，因而完全自信地谈论最初万分之一秒后发生的每件事；描述宇宙随后的演化时所遗留下来的不确定性不过是我们对宇宙的观察不完美，以及我们应用已知物理定律描述复杂系统的能力不完美的结果。在那之前，返回到创造时刻为止的那段时间仍然部分地是一个谜，这不仅仅是因为我们应用物理定律的能力不完美，而且也因为我们并不确切知道在那种极端有条件下运行的物理定律是什么。

但是，按照日常表准，存在于创造时刻之后后万分之一秒时的条件是足够极端的了。在那时，宇宙的密度是1014克每立方厘米（水密度的100万亿倍），温度是绝对零度之上1万亿度（1012K,对于如此大的数值，它基本上等于1012℃），而宇宙是由一个热辐射的火球组成。

在这样的极端条件下，单个的粒子（如质子、中子和电子）很难单独存在。火球辐射的单个光子（“光的粒子”）在那样高的温度下携带着极大的能量，以致它们能够按照爱因斯坦的著名公式E=mc2，以能量换取质量，将它们自己转化为粒子对。由这种方式生成的一对粒子几乎总是由一个常见的粒子（比如质子）和一个与它对应的反物质粒子（在所举例子中为反质子）所组成。当一个粒子与一个等价的反粒子相遇时，这一对粒子就淫灭，并以辐射的形式交还构成它们的能量。在大爆炸中，辐射不断的转化为物质，物质也不断地转化为辐射，形成一种沸腾动荡的活动场面。

但是，随着宇宙火球的膨胀和冷却，火球中的个别光子拥有的能量越来越少。很快，谈们就不再有足够的能量来制造质子和中子了。如果由辐射到物质–反物质对的转化一直是精确的，那就应该意味着，冷却下来的宇宙应该含有完全相同数量的质子和反质子，也有完全相同数量的中子和反中子。在那样极端条件下，用不了多久，每个粒子都改碰上它的反粒子伴侣而湮灭，给冷却的宇宙留下来的辐射外没有任何东西。但是，由于物理定律的微小不平衡[其重要性在1960年代首先被苏联物理学家安德烈·萨哈罗夫（AndreiSakharov）正确认识]。在这一过程的结尾，竟有少量多余的我们由之构成的那种物质存留下来——宇宙火球剩余辐射中每10亿个光子会多出一个普通粒子。我们今天看到的宇宙中所有东西就是用大爆炸火球中通过这种方式加工出来的十亿分之一的粒子（质子+中子）制造的。

到创造时刻之后百分之一秒的时候，事情稍稍平静些了。温度下降到开氏1，000亿度（1011K），质子和中子尽管仍然受到它们游泳其中的浓密光子海洋的冲击，却不再能够从辐射中产生出来了。开始时，中子的数目与质子的数目相等，但与质子不同的事，中子是不稳定的粒子，每个中子（通过叫做放射衰变的过程）自发地放出一个电子而把自己变成质子。今天，这个过程与宇宙年龄不到一秒钟时宇宙中的变化相比是缓慢的。平均说来，一个孤立的中子将需要经历十多分钟才会发生这种衰变。但是，中子在宇宙火球中受到的冲击将助长这种变化。所以，当宇宙的温度降到开氏300亿度（3×1010K）时，正好是在创造时刻之后1/10秒，中子对质子的比就从50：50降到了38：62。到宇宙冷却到开氏100亿度（1010K）、即创造时刻之后1.1秒时，密度降到了水密度的38万倍，此时每76个质子才会有24个中子。但是，和我们大多数人一样，当宇宙变老时，它变得行动迟缓，变化也不那么敏捷了。中雨，早期宇宙中的快速变化的步伐减慢到了可用几秒而不是几分之一秒的时间来量度的程度。

13.8秒钟以后，温度降到开氏30亿度，连续冲击中子的能量相应减少，中子转变质子的速率也就急剧降低。此时宇宙中每83个质子仍然有17个中子；当一个单独的质子与一个单独的中子临时粘在一起，在它们被碰撞分开之前，火球中就偶尔形成了同位素氘（重氢）的核。正好在创造时刻之后3分零2秒钟时，整个宇宙的温度降到了只有开氏10亿度，这大约是今天太阳中心部分温度（约开氏1，500万度）的70倍，而每86个质子仍有14个中子。到这时，宇宙已经很老了，中子的自然衰变开始起重要作用。

虽然一个自由中子的平均寿命长于10分钟，但相对于平均寿命而言，有些中子存活时间稍长，有些则衰变较快。从现在起，每过100秒钟，10个剩余的自由中子中就有1个自发地转变为质子。但是中子逃脱了被消灭的命运，因为正是在宇宙进入其生命刚刚超过3分钟的这个时刻，条件已经宽松到中子开始与质子结合而形成稳定的核，开始是氘，然后是氢。核子相互之间以及与其他粒子之间仍在发生碰撞，但这时温度如此低，以致这些碰撞的能量已不足以打碎核子。留存下来的中子（每87个质子有大约13个中子）几乎立刻就被禁锢在氦-4核内，每个氦-4核含有两个中子和两个质子。转变成氦的中子和质子的总质量的分份额正好是中子数目份额的两倍，即26%，而这个过程到创造时刻之后3分46秒时就完成了。