Yhdistämällä kokeelliset havainnot maailmankaikkeudesta nykyisiin teoreettisen fysiikan malleihin on onnistuttu luomaan varsin tarkka kuva maailmankaikkeuden kehityksestä sen varhaisista vaiheista nykyhetkeen. Havaintojen perusteella varhainen maailmankaikkeus oli tiheä ja kuuma, ja tätä tilaa kuvaamaan tarvitaan sekä hiukkasfysiikan standardimallia että yleistä suhteellisuusteoriaa. Koska näitä malleja ei osata yhdistää, maailmankaikkeuden historian kuvaus muuttuu epävarmaksi tarkasteltaessa maailmankaikkeuden aivan ensihetkiä. Varhaisinta luotettavasti pääteltävissä olevaa maailmankaikkeuden tilaa kutsutaan alkuräjähdykseksi.

Alkuräjähdyksessä maailmankaikkeus oli niin kuuma ja tiheä, että mitkään rakenteet eivät pysyneet kasassa. Pysyviä hiukkasia ei voinut muodostua ja maailmankaikkeus täyttyi kvarkeista ja leptoneista sekä vuorovaikutuksen välittäjähiukkasista koostuvasta energiasta. Hiukkasia ja antihiukkasia syntyi jatkuvasti parinmuodostuksen kautta ja muuttui takaisin energiaksi annihilaation kautta. Kuuma ja tiheä maailmankaikkeus on sittemmin laajentunut yleisen suhteellisuusteorian ennustamalla tavalla. Laajentuessaan maailmankaikkeus on jäähtynyt, ja vähitellen erilaisia rakenteita on pystynyt syntymään. Rakenteiden syntyä ja maailmankaikkeuden jäähtymistä on kuvattu alla aikajanalla.

Suorat havainnot varhaisesta maailmankaikkeudesta rajoittuvat 380 000 vuoden ikäiseen maailmankaikkeuteen. Sitä ennen valo ei päässyt kulkemaan, joten emme näe varhaisemmasta maailmankaikkeudesta tulevaa säteilyä. Tietomme varhaisemmista hetkistä perustuvat epäsuoriin havaintoihin ja niiden tulkitsemiseen hiukkasfysiikan standardimallin ja yleisen suhteellisuusteorian kautta.

Nukleosynteesissä syntyi mallien mukaan lähinnä vetyä ja heliumia, ja hyvin pieni määrä litiumia. Kaikki raskaammat alkuaineet ovat syntyneet myöhäisemmässä maailmankaikkeudessa tähtien ydinreaktioissa. Maailmankaikkeuden tämänhetkisen alkuainejakauman ja tähtien määrän perusteella voidaan arvioida, missä suhteessa alkuaineita täytyi syntyä nukleosynteesissä. Tätä havaintojen perusteella tehtyä arviota voidaan verrata mallien ennusteisiin ja saada tietoa varhaisen maailmankaikkeuden kehityksestä. Havainnot ja mallit vastaavat toisiaan melko hyvin, mutta litiumin määrän osalta niissä on pieniä eroja. Tämä viittaa siihen, että nykyiset teoreettiset mallit tarkentuvat vielä hieman.

Kvanttimekaniikan mukaisesti hiukkasten tiloissa on aina jonkin verran satunnaisuutta. Pienet satunnaiset erot alkutilan tiheydessä ovat toimineet laajenevassa maailmankaikkeudessa rakenteiden synnyn mahdollistajina. Hieman ympäristöään tiheämmät kohdat ovat painovoiman vaikutuksesta vetäneet puoleensa ainetta ympäriltään ja siten toimineet myöhemmin tähtien ja galaksien synnyn ytiminä. Kun havaintoja tähdistä ja galakseista varhaisessa maailmankaikkeudessa sekä kosmisen taustasäteilyn pieniä lämpötilaeroja on verrattu teoreettisiin malleihin, on voitu tehdä päätelmiä siitä, kuinka suuria satunnaiset erot alkuräjähdyksen jälkeen ovat olleet. Tämän perusteella on päätelty, että varhainen maailmankaikkeus on kokenut jo ennen protonien ja neutronien muodostumista hyvin nopean ja lyhyen laajenemisvaiheen, jota kutsutaan inflaatioksi. Tämä selittää, miten minimaalisen pienet erot energiatiheyden satunnaisvaihteluissa ovat laajentuneet galaksien mittakaavaan ja toisaalta sen, miten maailmankaikkeus on kokonaisuutena niin homogeeninen kuin havainnot osoittavat.