宇宙は時間をさかのぼると非常に高温・高密度であったことは前に述べました。
このような状態では物質はその構成要素にバラバラにされているのですが、私たちはクォークやレプトンで記述されるミクロの世界の物理学（＝素粒子の標準模型）は知っていますので、クォークやレプトンがいる程度の温度では何が起こったかはこの理論から予測できるはずです。
加速器実験などで、この標準模型が正しいことは確かめられています。実験では小数の粒子のエネルギーは確かに宇宙初期の状態のように高エネルギーに出来ますが、宇宙のようにほとんどすべての粒子を同時に高エネルギーにすることは未だ出来てきません。つまり、宇宙のごく初期を実験室で再現できるわけではないのです。

そもそも「温度」というのは、前に述べましたように、元気の良い粒子の割合、で決まりますから、１個や２個しかなければ温度という意味がありません。多数の粒子がいてそれら全体がある平均的な性質を持つときに初めて温度が意味を持ちます。（そのような状態を物理学では平衡状態と言います。）

ところが、ミクロな世界の粒子の物理学に平衡状態を記述する統計力学を適用すると、理論的に高温状態で何が起こったかを知ることが出来ます。場合によっては平衡状態でないときも理論的予言が可能です。

宇宙が冷えていく途中、様々な温度で何が起こったかをみていく前に、幾つかの基本的なことがらをまとめておきましょう。

以上のことを頭に置いて、宇宙が冷えていく途中で何が起こったのかを見ていきましょう。

宇宙の年表で見たように、宇宙の温度によって時代を区切りますが、じつはこの温度（絶対温度）がエネルギーとある関係で結ばれていることを注意しておきます。
温度にボルツマン定数という数を掛けると、温度がエネルギーの単位になります。例えば次の表のようになります。

例えば1兆度の温度ではおよそ100MeVのエネルギーを持った光子がわんさかいます。そうするとこの半分の50MeV程度の質量を持つ粒子はその反粒子と頻繁に対生成と対消滅をしていますが、それより重い粒子はその反粒子と出会って対消滅するだけで、どんどん数が減っていきます。

この温度に相当するエネルギーがその温度での宇宙の構成要素を決めているのです。