Konačno smo spremni da pratimo događaje koji su sledili neposredno nakon rađanja vasione. Na našu žalost priču ne možemo da počnemo od samog početka, od samog rođenja vasione, odnosno od nultog vremena i beskonačne temperature. Iznad temperature od 1.5·10¹² K vasiona je sadržala veliki broj čestica poznatih kao pi-mezoni čija težina iznosi oko 1/7 težine neke nuklearne čestice. Za razliku od ostalih nuklearnih čestica pi-mezoni interaguju veoma snažno i sa nuklearnim česticama i međusobno (tačnije rečeno neprekidna razmena pi-mezona između nuklearnih čestica je uzrok za privlačnu silu između nuklearnih čestica u jezgru atoma). Prisustvo velikog broja ovakvih čestica pri ekstremno visokim temperaturama koje su vladale prilikom samog rođenja vasione dodatno otežavaju i onako komplikovan proračun o ponašanju materije pri ovako visokim temperaturama. Sada ćemo početi priču oko jednu stotinku sekunde nakon Velikog Praska, kad je temperatura opala na milijardu stepeni Kelvina, dovoljno ispod praga za pi-mezone, mione i sve teže čestice. Sada krenimo na put kroz prostor i vreme.

Vreme = 0,01 sekunde; Temperatura = 10¹¹ K

U ovom trenutku vasionu je lakše opisati nego što će ikada kasnije to biti moguće. Ispunjena je nediferenciranom kašom materije i zračenja, u kojoj se svaka čestica neprekidno sudara sa drugim česticama. Bez obzira na to što se ekstremno brzo širi sadržaj vasione se ipak nalazi u stanju idealne toplotne ravnoteže. Zbog stanja idealne toplotne ravnoteže sadržaj vasione je podređen isključivo zakonima statističke mehanike i uopšte ne zavisi od onog što je bilo pre (ovim se isključuje postavljanje pitanja – Šta je bilo pre Velikog Praska?). Sve što trebamo da znamo o vasioni u ovom trenutku možemo doznati na osnovu njene temperature. Naravno potrebno je da znamo i tri konzervativne veličine: naelektrisanje, barionski broj i leptonski broj. Sve ove veličine su ili veoma male ili nula. Čestice kojih ima u izobilju su one čija je temperatura praga ispod trenutne temperature – to su elektroni i antielektroni (pozitroni), naravno u ovoj kaši materije i zračenja nalaze se i čestice bez mase foton, neutrino i antineutrino. Gustina vasione je ogromna pa se čak i neutrini, koji godinama mogu da putuju kroz olovne ploče a da ne budu rasejani, zbog sudara sa drugim česticama nalaze u stanju toplotne ravnoteže sa elektronima, pozitronima i fotonima. Ako izračunamo gustinu energije u ovom stadijumu razvoja vasione dobijamo da ona iznosi 21·10⁴⁴ eV/l. Ova gustina je ekvivalentna gustini mase od 3,8 milijardi kilograma po litru (ekvivalent mase i energije dobija se na osnovu poznate Ajnštajnove formule E=mc², odnosno to je energija koja bi se dobila kada bi se celokupna masa pretvorila energiju ili obrnuto). Kada bi na primer Mont Everest bio načinjen od materije tolike gustine gravitaciono polje koje bi ova planina stvarala uništilo bi i samu Zemlju.

U ovim trenucima vasiona se brzo širi i hladi. Stepen širenja vasione određen je time da se svaki delić vasione udaljava od proizvoljnog centra određenom brzinom. Zbog ogromne gustine vasione i brzina širenja je ogromna – karakteristično vreme širenja[1] iznosi 0,02 sekunde.

U ovom stadijumu postoji mali broj nuklearnih čestica, oko 1 proton ili neutron na svakih milijardu fotona, elektrona ili neutrina. Ako želimo da odredimo količinu hemijskih elemenata formiranih u ranoj vasioni potrebno je da znamo i relativan odnos nuklearnih čestica. Neutron je teži od protona sa masenom razlikom od 1,293 miliona elektronvolti. Karakteristična energija elektrona, pozitrona, itd. je na ovoj temperaturi mnogo veća (oko 10 miliona elektronvolti) pa zbog toga sudari neutrona ili protona sa mnogobrojnim elektronima, pozitronima, itd. dovode do brzih prelaza protona u neutrone. Osnovne reakcije prelaza koje se odvijaju su:

antineutrino + proton –> pozitron + neutron (važi i obrnuto)
neutrino + neutron –> elektron + proton (važi i obrnuto)

Ako pretpostavimo da su leptonski broj i naelektrisanje po fotonu veoma mali dobijamo da je broj neutrina jednak broju antineutrina, a broj pozitrona jednak broju elektrona, pa se zbog toga prelazi proton – neutron odigravaju istom brzinom kao i prelazi neutron – proton. Energija koja je potrebna da se razbije jedno tipično atomsko jezgro je daleko manja od energije u ovom stadijumu vasione, pa se zbog toga jezgra razgrađuju istom brzinom kojom i nastaju.
Neko će se možda zapitati kolika je vasiona bila u ovom trenutku. Na žalost odgovor na ovo pitanje ne znamo, a čak nismo sigurni da li ovo pitanje uopšte ima smisla. Do sada je već bilo reči o tome kako bi vasiona mogla da bude beskonačna, pa zbog toga mogla je i tada da bude beskonačna, i da će i uvek biti beskonačna. Ipak, vasiona je možda bila konačna. Postoje i neke procene veličine vasione u ovom stadijumu i po njima obim vasione[2] iznosio je tada oko 4 svetlosne godine. Srećom, to da li je vasiona bila beskonačna ili konačna kao i njene dimenzije u ovom stadijumu nemaju velikog značaja u kosmologiji.

Vreme = 0,11 sekunde; Temperatura = 3·10¹⁰ K

Još uvek se ništa nije promenilo u kvalitativnom pogledu. Sadržajem vasione i dalje dominiraju elektroni, pozitroni, neutrini, antineutrini i fotoni. Sve ove čestice nalaze se u toplotnoj ravnoteži, mnogo iznad svojih temperatura praga. Gustina energije opala je srazmerno četvrtom stepenu temperature, ona sada iznosi 30 miliona kilograma po litru. Stepen širenja vasione je opao srazmerno kvadratu temperature, tako da je karakteristično vreme širenja vasione sada produženo na 0,2 sekunde. Mali broj nuklearnih čestica još uvek nije vezan u atomska jezgra, ali kako temperatura opada postaje lakše da teži neutroni pređu u lakše protone nego obrnuto. Posledica ovog je pomeranje ravnoteže nuklearnih čestica, odnos sada iznosi 38% neutrona i 62% protona.

Vreme = 1,09 sekundi; Temperatura = 10¹⁰ K

U ovom trenutku došlo je smanjenja gustine i temperature, a kao posledica toga srednje slobodno vreme neutrina i antineutrina se povećalo u toj meri da ove čestice počinju da se ponašaju kao slobodne čestice; one su izašle iz toplotne ravnoteže sa elektronima, pozitronima ili fotonima. Od ovog trenutka pa na dalje neutrino i antineutrino više ne igraju aktivnu ulogu u razvoju univerzuma; oni samo daju svoj energetski doprinos izvoru gravitacionog polja vasione.
Ukupna gustina energije je manja nego u prethodnom trenutku (za vreme od 0,11 sekunde) za faktor jednak četvrtom stepenu temperature, tj. sad je ekvivalentna masi gustine 380.000 kg/l. Došlo je i do promene karakterističnog vremena širenja vasione. Sada se ono povećalo na 2 sekunde. Temperatura je jednaka dvostrukoj temperaturi praga za elektrone i pozitrone, oni počinju da se anhiliraju brže nego što mogu ponovo da nastanu.

Temperatura je i dalje suviše velika da bi se neutroni i protoni vezali i formirali atomska jezgra. Smanjenje temperature sad je pomerilo ravnotežu proton – neutron na 24% neutrona i 76% protona.

Vreme = 13,82 sekunde; Temperatura = 3·10⁹K

Temperatura vasione je opala ispod temperature praga za elektrone i pozitrone, pa stoga oni nestaju sa spiska glavnih sastojaka vasione. Energija koja se oslobađa njihovom anhilacijom usporava stepen hlađenja vasione. Uz elektrone i pozitrone koji tako brzo nestaju , gustina energije je nešto manja nego da opada sa četvrtim stepenom temperature.

Temperatura je već dovoljno niska da bi se formirala neka stabilna jezgra, na primer helijum (He⁴) ali se ovo ne događa odmah. Vasiona se još uvek širi velikom brzinom pa jezgra mogu da se formiraju samo u nizu brzih dvočestičnih reakcija. Jedan proton i jedan neutron mogu da formiraju jezgro teškog vodonika, tj. deuterijuma, pri čemu višak energije i impuls odnosi jedan foton. Ovaj nastali deuterijum može da se sudari sa jednim protonom ili neutronom i formira ili jezgro lakog izotopa, helijuma 3 (He³), koje se sastoji iz 2 protona i 1 neutrona; ili najteži izotop vodonika, tricijum (H³) koji se sastoji od 1 protona i 2 neutrona. Najzad helijum 3 može da se sudari sa jednim neutronom, ili tricijum sa jednim protonom – u oba slučaja formiraće se jezgro običnog helijuma (He⁴) koji se sastoji od 2 protona i 2 neutrona. Jedino što je potrebno da bi se ovaj niz reakcija odigrao je da se podstakne nastanak deuterijuma.

Poznato je da je običan helijum vrlo stabilno jezgro i prema tome može da se održi na temperaturi koja je tada vladala u vasioni. Tricijum, helijum 3, a naročito deuterijum su mnogo slabije vezani (da bi se razbilo jezgro deuterijuma potrebna je 1/9 energije potrebne da se iz jezgra helijuma iščupa jedna nuklearna čestica. Na temperaturi koja vlada u ovom stadijumu jezgra deuterijuma se raspadaju odmah nakon formiranja, pa zbog toga teža jezgra i ne mogu da se formiraju. Neutroni još uve prelaze u protone , ali mnogo sporije, ravnoteža sada iznosi 17% neutrona i 83% protona.

Vreme = 3 minuta i 2 sekunde; Temperatura = 10⁹K

Elektroni i pozitroni su u potpunosti nestali i vasionu sada čine fotoni, neutrini i antineutrini. Temperatura vasione je sada dovoljno niska da bi jezgra tricijuma i He3, kao i običnog helijuma mogla da se održe, ali proizvodnja deuterijuma je i dalje problem – jezgra deuterijuma ne žive dovoljno dugo da bi mogao da se formira značajan broj težih jezgara. Sudari neutrona i protona sa elektronima, neutrinima, i njihovim antičesticama su dosta retki; značajan postaje proces raspada slobodnog neutrona, na svakih 10 sekundi 10% preostalih neutrona se raspada u protone. Neutron – protonska ravnoteža sada iznosi: 14% neutrona i 86% protona.

[1] "Karakteristično vreme širenja " definiše se kao 100 puta duži vremenski interval u toku koga bi se dužina vasione povećala za 1%. Karakteristično vreme širenja u bilo kom trenutku razvoja vasione jednako je recipročnoj vrednosti Hablove konstante u tom vremenu.

[2] Obim vasione je ona razdaljina koju morate da pređete krećući se po pravoj liniji da bi se opet vratili na mesto odakle ste pošli. Obim današnje vasione, pod uslovom da je ona konačna, procenjuje se na oko 125 milijardi svetlosnih godina.