Teplota neutrínového žiarenia sa odhaduje asi na 1 K. S poklesom teploty nastalo zlučovanie protónov a neutrónov do jadier hélia. Teória horúceho počiatku predpovedá 75% vodíka a 25% hélia vo vesmíre, čo vo veľmi dobrej zhode s pozorovaniami. Leptónová éra trvá do tej doby, než teplota klesne pod teplotu približne 5 miliárd K. Potom anihiluje väčšina elektrón-pozitrónových párov. V dôsledku baryónovej asymetrie zostanú elektróny, čím sa otvára cesta k vytváraniu elektroneutrálnych častíc. Tým je neskôr umožnený vznik chemickej väzby. c, éra žiarenia ~10 s < t < ~1013 s ≈ 700 000 rokov, ~104 g/cm3 > ρ > ~10-21 g/cm3, 1010 K> T > ~3.103 K Pri poklese teploty pod približne 3 000 K už fotóny nie sú schopné ionizovať atómy vodíka. Môžu tak rekombinovať elektróny s protónmi, čím vznika plynný vodík.

Došlo k oddeleniu elektromagnetického žiarenia od látky. d, éra látky S poklesom teploty nastáva formovanie látky, galaxií atď. Teplota elektromagnetického žiarenia, ktoré sa oddelilo v predchádzajúcej etape od látky, je podľa tejto teórie 2, 7 K. Takéto žiarenie sa skutočne našlo v roku 1965 (A. Penzias, R. Wilson) a nazýva sa reliktové žiarenie. 

5. PROBLÉMY ŠTANDARDNÉHO MODELU 
Štandardný model nevysvetľuje problém singularity a teda problém konečnosti vesmíru v čase. Problém konečnosti by sa však mohol vyriešiť modelom oscilujúceho vesmíru – večnou osciláciou Big Bangu a Big Cranchu.  Tento model však naráža na termodynamický problém. Entropia vesmíru rastie, či už sa to deje pri rozpínaní alebo zmršťovaní. Množstvo entropie dosiahnuté v jednej evolúcii vesmíru sa po Big Cranch a opätovnom Big Bang prenesie do ďalšieho vesmíru, čím by sa množstvo entropie malo neustále zväčšovať. S takýmto nárastom entropie je spojené zväčšovanie sa polomeru krivosti vesmíru (teda jeho rozmeru) a jeho periódy (čas od Big Bang po Big Cranch).

Keďže v našom súčasnom vesmíre nie je entropia nekonečne veľká (ako sa to vie?), potom sa problém konečnosti vesmíru v čase odsúva do minulosti, pretože niekedy vznikol po prvý raz. Štandardný model ďalej nevysvetľuje, prečo je náš vesmír homogénny a izotropný a tiež necháva nezodpovedaný aj problém baryónovej asymetrie. 

6. BUDÚCNOSŤ VESMÍRU 
Budúcnosť vesmíru podľa štandardného modelu závisí od hodnoty strednej hustoty hmoty vo vesmíre. Ak je táto hustota väčšia ako kritická hustota, ktorej hodnota je približne 5.10-30 g/cm3, potom sa vesmír po istej dobe rozpínania začne zmršťovať až do tzv. “veľkého krachu“. Jedná sa o zrútenie do singularity. Pokiaľ je hustota hmoty vo vesmíre menšia ako kritická hustota, potom sa vesmír bude rozpínať do nekonečna.

Čo sa bude diať  s tým, čo sa v takomto vesmíre nachádza? Väčšina galaxií sa zrúti do obrých čiernych dier, ktoré sa neskôr po dostatočnom poklese teploty vo vesmíre vyparia. Tento proces sa nazýva kvantová evaporácia, teda kvantové vyparovanie.Rozhodnúť o tom, ktorá z týchto možností sa zrealizuje, by mohlo podať práve určenie strednej hustoty hmoty vo vesmíre. Podľa literatúry z roku 1986 je to hodnota približne 10-32 g/cm3 pri H ≈ 50 km/s.Mpc. Treba však pamätať na to, že hodnota tejto hustoty sa týka tzv. svietiacej hmoty, čo je podľa dnešných názorov len asi (1 – 5)% zo všetkej hmoty, ktorá vo vesmíre je! Zvyšok tvorí tmavá hmota a tmavá energia!

Ak budeme brať do úvahy aj hmotnosť tejto časti „súcna“, mohli by sme snáď povedať, že stredná hustota hmoty je väčšia ako kritická hustota a teda, že náš vesmír je uzavretý. Tento predpoklad však z vedeckého hľadiska nie je spoľahlivý, nakoľko hodnota strednej hustoty hmoty vo vesmíre, ktorú sme tu už uviedli, je daná z toho, čo vo vesmíre vidíme. To čo však vidíme môže byť len zlomok celkovej veľkosti vesmíru a tak môže mať stredná hustota úplne inú hodnotu, ktorá by nakoniec viedla k modelu otvoreného vesmíru.