2.3 电弱分离时期（10^{-36}～10^{-12}秒）：基本粒子的诞生
当温度降至约10^{15}K（电弱统一温度），电弱力分裂为弱核力（负责β衰变等过程）和电磁力（支配带电粒子相互作用）。此时，基本粒子开始大量产生：
规范玻色子：光子（电磁力媒介）、W?/W?/Z?玻色子（弱核力媒介）、胶子（强核力媒介）获得质量（通过希格斯机制），而光子保持无质量。
费米子：夸克（上、下型）、轻子（电子、中微子等）形成，它们的质量由希格斯场赋予。
反物质：每类粒子伴随对应的反粒子（如正电子、反质子）产生，但由于某种对称性破缺（CP破坏），物质略多于反物质（约十亿分之一），这些过剩的物质构成了今天的宇宙。
2.4 夸克时期（10^{-12}～10^{-6}秒）：从夸克汤到强子
温度高于10^{12}K时，夸克和胶子之间的相互作用极强，无法束缚成独立的强子（如质子、中子），宇宙由“夸克-胶子等离子体”（QGP）组成，称为“夸克时期”。
随着温度降至约2万亿K（10^{12}K以下），夸克和胶子的热运动减弱，被强核力束缚形成强子。这一相变被称为“夸克禁闭”（Quark Confinement），标志着强子的诞生。此时，宇宙中主要存在的强子是中子、质子（统称重子）和介子（由夸克-反夸克对组成）。
2.5 核合成时期（10^{-6}～1秒）：元素的起源
当温度降至约10^9K（大爆炸后约1秒），质子和中子的热运动能量降低到足以克服库仑斥力，开始结合成轻原子核，这一过程称为“原初核合成”（Big Bang Nucleosynthesis, BBN）。
核合成的关键步骤如下：
氘核（2H）形成：质子与中子结合为氘核（p+n→2H+\gamma），但由于高温下光子的光致分解（\gamma+2H→p+n）占主导，氘核的积累直到温度降至约10^9K才开始。
氦-4（?He）主导：氘核迅速捕获中子形成氚（3H），再与质子结合为氦-3（3He），最终两个氦-3结合为氦-4（?He）并释放两个质子。由于中子数量有限（n/p比约1/7），氦-4的丰度稳定在约25%（质量分数）。
锂-7（?Li）少量生成：通过3H+?He→?Li+γ或3He+?He→?Be+γ等反应生成，但后续的光子衰变会部分破坏锂-7，最终丰度约为10^{-10}（质量分数）。
原初核合成的理论预测与观测到的宇宙轻元素丰度（如氦-4的24%、氘的2.5×10??）高度吻合，成为大爆炸理论的重要验证。
2.6 光子退耦与宇宙透明化（1秒～38万年）：黑暗时代的终结
在核合成结束后，宇宙仍处于高温等离子体状态（质子、电子、光子剧烈碰撞），光子被自由电子散射（汤姆逊散射），无法自由传播，宇宙是“不透明”的。
当温度降至约3000K（大爆炸后约38万年），电子与质子的热运动能量不足以克服氢原子的电离能（13.6eV），大量电子与质子结合形成中性氢原子（复合过程，Rebination）。此时，光子与物质的相互作用大幅减弱，开始在宇宙中自由传播，标志着“光子退耦”（Decoupling）。
这些退耦的光子形成了我们今天观测到的宇宙微波背景辐射（CMB），其黑体谱峰值对应温度约2.725K，波长集中在微波波段（因此得名）。CMB的温度涨落（约10^{-5}K）记录了复合时期宇宙的密度扰动，这些扰动在引力作用下逐渐增长，最终形成星系、星系团等大尺度结构。
在光子退耦后至星系形成前的约1亿年，宇宙中没有可见光（恒星尚未形成），只有中性氢原子和中微子，这段时期被称为“黑暗时代”（Dark Ages）。
2.7 结构形成时期（38万年～至今）：从原初扰动到星系网络
黑暗时代的结束以第一代恒星（第三星族星，Population III）的形成为标志。这些恒星由原初扰动增强的中性氢云在引力作用下坍缩形成，质量可达太阳的数百倍甚至数千倍，表面温度极高（约10^5K），发出强烈的紫外辐射。
恒星的形成开启了“再电离时代”（Reionization Era）：紫外光子将中性氢原子的电子电离，使宇宙重新变得“透明”（对紫外光透明）。通过观测高红移类星体的光谱（其莱曼α吸收线显示中性氢柱密度下降），天文学家推断再电离主要发生在宇宙年龄约1亿至10亿年之间。
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