Secondo il modello del Big Bang, l'Universo ebbe origine con un' "esplosione", che riempì tutto lo spazio, a partire da un punto materiale. Dopo questo momento ogni particella cominciò ad allontanarsi velocemente da ogni altra particella. Nei suoi primi attimi l'Universo si può considerare come un gas caldissimo di particelle elementari in rapida espansione.

        Una completa conoscenza della fisica delle particelle elementari, in particolare dei costituenti ultimi e delle forze, è necessaria per comprendere cosa avvenne allora. Le teorie sull'unificazione delle forze fondamentali, sviluppate nel contesto della fisica delle particelle elementari senza alcuna connessione con la cosmologia, sono state applicate per descrivere l'evoluzione dell'Universo a cominciare da tempi piccolissimi dopo il Big Bang. Per i fisici delle particelle i primi attimi dell'Universo costituiscono un acceleratore senza limiti di energia e costo. Per gli astrofisici l'utilizzazione delle teorie fisiche rappresenta l'unico modo per capire cosa accadde nei primi attimi dell'Universo.

	Fig.1: Rappresentazione intuitiva dell'espansione dell'Universo

        Secondo la relatività generale, l'espansione del nostro Universo avviene nello spazio-tempo, in quattro dimensioni; ma è per noi difficile visualizzare la quarta dimensione come per l'essere a due dimensioni è difficile visualizzare la terza dimensione.

        Si è giunti all'ipotesi del Big Bang sulla base di tre fatti sperimentali: (i) la recessione delle galassie (il nostro Universo si sta espandendo e raffreddando); (ii) la radiazione cosmica di fondo e (iii) il rapporto di abbondanza elio-idrogeno. Si sono poi aggiunte le seguenti considerazioni: (iv) le galassie distanti, situate a qualche miliardo di anni luce da noi, sono più "giovani" di quelle vicine; (v) la curvatura dello spazio-tempo sembra essere collegata al contenuto di materia e di energia nel nostro Universo.

        È da ricordare che la teoria del Big Bang descrive come sta evolvendo il nostro Universo , non come ha avuto inizio. Non sappiamo nulla su che cosa "facesse" il nostro Universo prima che iniziasse ad espandersi.

        Di solito si assume che le quantità fisiche che si conservano fossero tutte nulle all'inizio dell'Universo. Per la carica elettrica ciò significa che all'inizio dell'Universo e in ogni istante successivo il numero di cariche elettriche positive era ed è esattamente uguale al numero delle cariche negative.

        I risultati ottenuti negli ultimi anni hanno permesso di discutere su base scientifica i primissimi attimi dell'Universo. Presenteremo l'evoluzione dei primi attimi dell'Universo con il metodo dei "fotogrammi", cioè con una serie di "fotografie istantanee" scattate a  tempi crescenti. Bisogna ricordare che la nostra conoscenza diminuisce con l'avvicinarsi al momento del Big Bang. Il quadro che attualmente si può fare è quello seguente, vedi Figura.

Fig. 2: Illustrazione della storia dell'Universo

1. Tempo cosmico t₁ = 0 , circa 15 miliardi di anni fa. Avviene il Big Bang, la singolarità che ha prodotto l'Universo. Da questo momento l'Universo inizia ad espandersi. Lo stato iniziale aveva tutti i numeri quantici conservati uguali a zero. Probabilmente anche l'energia totale era (ed è) nulla, perchè l'energia cinetica, cioè l'energia di moto, è uguale e di segno opposto all'energia potenziale gravitazionale.

2. Prima transizione di fase a t₂ = 10^-43 s, (tempo di Planck); la temperatura è T₂ ~ 5·10³¹ K; l'energia cinetica media di ogni particella è < E₂ > ~ 6 ·10¹⁸ ~ 10¹⁹ GeV.   t₂ può essere considerato il momento in cui vengono create le particelle. Prima di questo momento le fluttuazioni quanto-meccaniche non permettevano di parlare di particelle come entità separate. Per tempi più piccoli del tempo di Planck, da t₁ a t₂, ci dovrebbe essere stata l'Epoca dell'unificazione della forza GrandUnificata con quella gravitazionale. Fino a quest'istante le onde gravitazionali emesse venivano subito assorbite; da questo momento sono invece libere di propagarsi.

3. Da 10^-43 s a 10^-35s. Se i quark e i leptoni sono veramente i costituenti ultimi della materia si può pensare che l'Universo fosse un gas di quark e leptoni, di antiquark e antileptoni e di bosoni X, Y  mediatori della forza di Grande Unificazione. I leptoni e i quark si comportano come membri di un'unica famiglia; un quark può essere trasformato in un leptone (o viceversa).

4. Seconda transizione di fase a t₄ ~ 10^-35 s, T₄ ~ 5·10²⁷ K,  < E₄ > ~ 6 ·10¹⁴ ~ 10¹⁵ GeV per particella. Termina l'Epoca della Grande Unificazione (GUT) dell'interazione forte con quella elettrodebole (che va da t₂ a t₄) e si ha una transizione di fase: si passa da uno stato in cui le interazioni che cambiavano un quark in un leptone (o viceversa) erano probabili come quelle tra quark e quark (o tra leptone e leptone) a una situazione in cui ciò non è più vero. Il quark diventa molto diverso dal leptone. Il passaggio tra questi due stati è la transizione GUT, durante la quale possono essere state create nuove particelle, come i monopoli magnetici, cioè particelle dotate di carica magnetica. A t = t₄ inizia l'Epoca Elettrodebole. Secondo alcuni modelli, la transizione di fase a t = t₄ ha avuto inizio con un'iperespansione dell'Universo (inflazione). L'inflazione dovrebbe avere ridotto il numero di monopoli magnetici prodotti, reso l'Universo "piatto", isotropo e causalmente connesso. L'inflazione dovrebbe aver aumentato a velocità superluminale una regione del diametro di circa 10^-25 cm sino ad alcuni metri in una piccolissima frazione di tempo.

5. Da 10^-35 s a 10^-10 s. La forza forte e quella elettrodebole sono diverse; i quark e i leptoni si comportano come oggetti diversi; i bosoni X,Y decadono in quark e leptoni.  Il loro decadimento porta a una lieve asimmetria tra materia e antimateria, con una lieve prevalenza della prima. Quest'Epoca (Epoca Elettrodebole) ha una durata temporale breve, ma che corrisponde a un grande intervallo di energie. Molti fisici parlano di deserto. Può darsi che il deserto "fiorisca", cioè può darsi che possano esistere nuove particelle (per es. le particelle supersimmetriche) con masse dell'ordine di 1000 GeV. In tal caso questo intervallo di tempo sarebbe composto di vari periodi, con possibili altre transizioni di fase.

6. Terza transizione di fase a t₆ = 10^-10 s, T₆ ~ 1.5 · 10¹⁵ K, < E₆ > ~ 200 GeV. Termina l'Epoca elettrodebole: dopo quest'istante la forza debole e quella elettromagnetica sono diverse l'una dall'altra. Inizia un'altra Epoca.

7. Quarta transizione di fase a t₇ = 10^-6 s; avviene l'annichilazione quark-antiquark. Come risultato dell'annichilazione q anti(q) prima, e di quella e⁺e^- poi, si ha la scomparsa dell'antimateria, lasciando un numero (relativamente limitato) di quark e elettroni. Prima di t₇ , si aveva un plasma di quark, antiquark, gluoni; da questo momento si ha un plasma di quark e gluoni (più elettroni).

8. Quinta transizione di fase a t₈ = 10^-4 s, T₈ ~ 1.5 · 10¹² K, < E₈ > ~ 0.2 GeV. Si ha il confinamento dei quark per formare protoni e neutroni. Fino a questo istante si poteva parlare di quark come particelle libere. Ora i quark si uniscono in tripletti per formare protoni e neutroni (forse si uniscono in tripletti i pochi anti(q)  rimasti per formare anti(p) e  anti(n). Alla differenza nel numero di quark e antiquark corrisponde ora una differenza fra il numero di p e quello di  anti(p) (e fra n e anti(n) ).

9.  Da 10^{- 4} s a 1.1 s. Nell'Universo abbondano le particelle con massa inferiore a 6 MeV: elettroni, positroni, neutrini, antineutrini e fotoni. L'Universo è ancora così caldo e denso che anche i neutrini interagiscono rapidamente e sono in equilibrio termodinamico con e^-, gamma. Il numero di questi tipi di particelle è di  poco diverso uno dall'altro. Invece il numero di p e di n è molto piccolo, circa uno ogni miliardo di gamma, (o e^- o n). Il numero di n è quasi uguale a quello dei p.

10. Sesta transizione di fase a t₁₀ = 1.1 s, T₁₀ ~ 1.4 · 10¹⁰ K, < E₁₀ > ~ 2 MeV: si ha il disaccoppiamento dei neutrini. L'energia media dei neutrini è diminuita, come è diminuita quella di qualsiasi altra particella. Come conseguenza è diminuita per i neutrini la loro probabilità di interagire; questo, connesso al fatto che la densità della materia diminuisce con l'aumentare del tempo, fa sì che i neutrini non interagiscano più con il resto della materia e diventino indipendenti. Il fatto che il neutrone abbia una  massa lievemente superiore a quella del protone  non aveva importanza quando le energie tipiche erano elevate: nelle collisioni,  un neutrone poteve trasformarsi in un protone con la stessa probabilità con cui avveniva la reazione inversa. Alle energie cinetiche di questo periodo, la differenza di massa tra n e p produce una differenza nei tempi di reazione. Per esempio poco prima del disaccoppiamento dei neutrini la reazione netrino(e) + n in e^-+ p era più probabile della reazione inversa. Si è avuto quindi un aumento di protoni rispetto a quello dei neutroni. A t = 1.1 s si aveva circa il 24% di neutroni e il 76% di protoni. In una collisione pn si può formare un nucleo di deuterio, (n+ p in d + gamma) che viene rapidamente spezzato nei suoi costituenti in una successiva collisione con un fotone (gamma + d in n + p) .

11. Settima transizione di fase a t₁₁ = 4 s, T₁₁~ 4 · 10⁹ K,  < E₁₁ > ~ 0.5 MeV per particella. : annichilazione delle coppie e⁺ e^-. I fotoni hanno un'energia al di sotto dell'energia richiesta per produrre coppie e⁺ e^-. Quindi non vi è più una compensazione alla perdita di elettroni e positroni, dovuta alla loro annichilazione. Gli e^- ed e⁺ scompaiono rapidamente; resta solo un piccolo numero di elettroni, quelli  che erano in numero lievemente superiore agli e⁺. Il numero degli elettroni che restano è esattamente uguale a quello dei protoni. L'energia che si libera nel processo di annichilazione riscalda le particelle che sono accoppiate fra loro, per esempio i fotoni, ma non i neutrini. I fotoni vengono quindi ad avere una temperatura del 35% superiore a quella dei neutrini. Il numero di neutroni continua a diminuire per lo stesso motivo illustrato nel paragrafo precedente.

12.  Da 4 a 200 s. I positroni sono scomparsi dall'Universo. I neutroni continuano a trasformarsi in protoni a causa di reazioni varie che favoriscono la particelle di massa inferiore. A ciò va ad aggiungersi il decadimento spontaneo (n in p + e^- + antineutrino(e)). Il rapporto n/p è ora di 14% neutroni e 86% protoni. In questa fase, i componenti principali dell'Universo sono gamma, neutrino, antineutrino disaccoppiati con (relativamente) piccolissime percentuali di e^-, p, n (un elettrone per qualche miliardo di fotoni).

13. Ottava transizione di fase a t₁₃ = 200 s, T₁₃ ~ 10⁹ K,  < E₁₃ >  ~ 140 keV  per particella: è il momento in cui avviene la nucleosintesi di elio, deuterio e altri elementi leggeri; da questo momento vi è materia nucleare composta in peso per il 24% di elio e per il 76% di protoni.

14. Da 200 s a 10000 anni. L'Universo contiene principalmente fotoni e neutrini. Vi sono anche elettroni, protoni ed elio; non ci sono più neutroni liberi. La radiazione continua a raffreddarsi e così pure la materia.

15. t₁₅ = 10000 anni, T₁₅ ~ 140000 K, < E₁₅ > ~ 18 eV. Termina l'Era della radiazione (che aveva avuto origine subito dopo il Big Bang) e inizia l'Era della materia (che prosegue fino ad oggi). Per radiazione si intendono sia onde che particelle, queste ultime però con energie cinetiche molto superiori all'energia connessa con la loro massa. In quest'era, l'energia è dominata dalla materia, cioè dall'energia connessa con la massa (W=mc²). A t = t₁₅ non si possono ancora formare atomi: infatti, ogni volta che un protone cattura un elettrone e forma un atomo di idrogeno, poco dopo avviene una collisione con un fotone che rompe l'atomo.

16. Nona transizione di fase a t₁₆ = 300000 anni, T₁₆ ~  4000 K, < E₁₆ > ~ 0.5 eV per particella: è il momento della formazione degli atomi. L'energia dei fotoni è diventata così bassa che i fotoni non sono più in grado di distruggere gli atomi che si vanno formando. In un tempo relativamente breve gli elettroni si uniscono ai protoni formando atomi di idrogeno; i nuclei di elio con gli elettroni formano atomi di elio. Come conseguenza, l'Universo diventa trasparente alla radiazione elettromagnetica, che da questo momento si disaccoppia dalla materia e ha vita autonoma. Un fotone interagisce con una carica elettrica, quale quella dell'elettrone, ma interagisce molto poco con un atomo neutro. Prima di questo momento l'Universo era costituito di un gas di particelle elettricamente cariche (protoni e elettroni). Un plasma di elettroni e protoni è un quarto stato della materia, dopo quello solido, liquido e gassoso; uno stato molto abbondante anche nell'Universo attuale, perché è lo stato dominante dentro le stelle. L'Universo che era diventato buio torna a risplendere di nuovo, ma con la luce delle stelle (la lunghezza d'onda media della radiazione cosmica di fondo era diventata grande, corrispondente a raggi infrarossi).

17.  t₁₇ = 1 miliardo di anni: formazione delle galassie. Si formano galassie e ammassi di galassie, poi le prime stelle. Si erano create disomogeneità spaziali nella distribuzione della materia: si formano delle nubi di materia e per effetto gravitazionale le protogalassie; entro queste si formano poi le protostelle. Con il passare del tempo la nube di gas di una protostella diviene più piccola, la temperatura all'interno aumenta finchè diventa così elevata che possono iniziare le reazioni termonucleari, dove si brucia idrogeno, ottenendo elio come "cenere" (nelle stelle massiccie anche l'elio brucia dando luogo a carbone, ossigeno e infine ferro). L'Universo che era diventato buio torna a risplendere di nuovo, ma con la luce delle stelle (la lunghezza d'onda della radiazione cosmica di fondo era diventata grande, corrispondente a raggi infrarossi).
Sotto sono riportate le fotografie di una galassia a spirale (sinistra) e di un ammasso di galassie (destra).

Fig. 3: Una galassia a spirale e un piccolo ammasso di galassie

18.  t₁₈ ~ qualche miliardo di anni. Esplodono le prime supernovae. Conseguenza di questa esplosione è il lancio nello spazio interstellare di una grande quantità di materia contenente elementi pesanti sintetizzati all'interno di stelle pesanti.

19.  t₁₉ ~ dieci miliardi di anni. Si forma la nube dalla quale per contrazione gravitazionale nascono il sole e i suoi pianeti, fra i quali la terra. Il materiale raccolto dalla nostra nube contiene in prevalenza idrogeno ed elio, cioè il materiale prodotto all'inizio dell'Universo ; sono presenti però anche quantità significative di materiali come il ferro, sintetizzati in precedenza in una stella massiccia che poi è esplosa; dopo l'esplosione questo materiale ha viaggiato e in qualche modo è giunto sino a noi.

20.  t₂₀ ~ 15 miliardi di anni , circa un milione di anni fa, si sviluppa l'homo sapiens che inizia a domandarsi come è fatto questo nostro Universo.

Fig. 4: Un uomo medievale immagina di vedere cosa c'è al di là dell'Universo.

La discussione dei primi attimi di vita dell'Universo ha messo in evidenza le connessioni profonde fra cosmologia e fisica subnucleare. Per questo si dice che studiare l'estremamente piccolo significa studiare e comprendere la nascita dell'Universo.
        Come illustrato nella Fig. 1 la storia dell'Universo primitivo è divisa in due Ere e in più Epoche: Era della radiazione, Era della materia; Epoca della Grande Unificazione, Epoca Elettrodebole, ecc.
         Le transizioni fra Epoche sono chiamate transizioni di fase, riprendendo il linguaggio della termodinamica. Abbiamo considerato la transizione prevista  dalle teorie della Grande Unificazione (GUT) a 10^-35 s, la transizione elettrodebole a 10^-10 s, la transizione quark in adroni a 10^-6 s, la nucleosintesi a 200 s, la formazione degli atomi a 300000 anni, la formazione delle galassie a 1 miliardo di anni, ed altre.
        Ci si può chiedere: cosa c'era prima del Big Bang? Non può esserci ovviamente nessuna risposta che abbia senso fisico perché non è possibile ottenere alcuna informazione fisica per tempi prima del Big Bang.
        E che cosa si può dire per quanto riguarda l'evoluzione futura dell'Universo? Se la densità attuale di materia è inferiore a un certo valore l'Universo si espanderà per sempre, se fosse superiore l'Universo raggiungerebbe un'espansione massima, comincerebbe a contrarsi, diventerebbe sempre più piccolo fino a giungere ad un'implosione finale. Vi sono indicazioni sperimentali nuove che suggeriscono che l'espansione dell'Universo stia accentuandosi (queste indicazioni vanno ulteriormente verificate).
        Le stelle dopo aver finito il loro combustibile nucleare, debbano spegnersi una dopo l'altra; quindi l'Universo dovrebbe tornare ad essere buio, senza luce visibile. Nel futuro, più lontano, dovrebbero esservi decadimenti dei protoni e ancora più tardi "evaporazioni" di buchi neri.
        Nell'ipotesi che vi sia stata un'Epoca Inflazionaria (vedi il punto 4 e la Fig. 1), ci si può chiedere che cosa è avvenuto delle altre parti dell'Universo che forse esistevano prima del tempo di 10^-35 s. Alcuni fisici teorici hanno parlato di possibili "universi paralleli": anche su questi non si può sperimentare e quindi queste considerazioni sono al di fuori della scienza
        Alla teoria del Big Bang è stata contrapposta la teoria dell'Universo Stazionario: l'Universo esiste da sempre e continuerà ad esistere mantenendo una stabilità costante. Dato che l'Universo si espande, si deve accettare l'idea che si possa creare di continuo della materia dal nulla, in modo da garantire una densità costante. Molti fatti sperimentali favoriscono la teoria del Big Bang.
        Ai punti 5, 7 e 11 si è spiegato come dovrebbe essere scomparsa l'antimateria, giungendo a un Universo di sola materia. Ma potrebbero anche esserci lontane "isole sperdute" di sola antimateria, anche se ciò sembra molto impropabile. Se l'antimateria venisse in contatto con la materia si avrebbe una rapida annichilazione che provocherebbe la reciproca distruzione.