虽然其中
些粒子打到反粒子上去时会湮灭，但是它们产生得比湮灭得更快。然而，在更低
温度下，碰撞粒子具有较小能量，粒子/反粒子对产生得不快，而湮灭则变得比产生更快。
就在大爆炸时，宇宙体积被认为是零，所以是无限热。但是，辐射温度随着宇宙膨胀而降低。大爆炸后1秒钟，温度降低到约为100亿度，这大约是太阳中心温度1千倍，亦即氢弹爆炸达到温度。此刻宇宙主要包含光子、电子和中微子（极轻粒子，它只受弱力和引力作用）和它们反粒子，还有些质子和中子。随着宇宙继续膨胀，温度继续降低，电子/反电子对在碰撞中产生率就落到它们湮灭率之下。这样只剩下很少电子，而大部分电子和反电子相互湮灭，产生出更多光子。然而，中微子和反中微子并没有互相湮灭掉，因为这些粒子和它们自己以及其他粒子作用非常微弱，所以直到今天它们应该仍然存在。如果
们能观测到它们，就会为非常热早期宇宙阶段图象提供个很好证据。可惜现今它们能量太低
，以至于们不能直接地观察到。然而，如果中微子不是零质量，而是如苏联在1981年进行次没被证实实验所暗示，自身具有小质量，们则可能间接地探测到它们。正如前面提到那样，它们可以是“暗物质”种形式，具有足够引力吸引去遏止宇宙膨胀，并使之重新坍缩。
在大爆炸后大约100秒，温度降到10亿度，也即最热恒星内部温度。在此温度下，质子和中子不再有足够能量逃脱强核力吸引，所以开始结合产生氘（重氢）原子核。氘核包含个质子和个中子。然后，氘核和更多质子中子相结合形成氦核，它包含二个质子和二个中子，还产生少量两种更重元素锂和铍。可以计算出，在热大爆炸模型中大约4分之1质子和中子转变氦核，还有少量重氢和其他元素。所余下中子会衰变成质子，这正是通常氢原子核。
1948年，科学家乔治·伽莫夫和他学生拉夫·阿尔法在合写篇著名论文中，第次提出宇宙热早期阶段图像。伽莫夫颇有幽默——他说服核物理学家汉斯·贝特将他名字加到这论文上面，使得列名作者为“阿尔法、贝特、伽莫夫”，正如希腊字母前三个：阿尔法、贝他、伽玛，这特别适合于篇关于宇宙开初论文！他们在此论文中作出个惊人预言：宇宙热早期阶段
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