在第2章和第3章所讨论的观测显示，宇宙正在膨胀，且充满了一种宇宙辐射背景，现在的温度约为3K。该辐射似乎是从宇宙变得不透明时残留下来的，当时，宇宙比现在小约1000倍，温度比现在高约1000倍（同平常一样，当我们说宇宙比现在小约1000倍时，仅是指任何一对典型粒子之间的距离比现在小约1000倍）。为了给解释最初三分钟作最后的准备，我们必须追溯到更早的时期，在那时，宇宙甚至更小，温度甚至更高，在研究当时的物理状况时，我们运用的是理论工具，而非光学或射电望远镜。
在第3章结尾处，我们指出，当宇宙比现在小约1000倍时，其物质成分恰好处于辐射可以穿透的边缘，宇宙也正从以辐射为主导的时代过渡到以物质为主导的时代。在以辐射为主导的时代，不仅每个核粒子对应光子的巨大数量与现在相同，而且单个光子的能量足够大，宇宙大多数能量都表现为辐射，而非物质（记住，根据量子理论，光子是组成光的无质量粒子，或“量子”）。因此，如果把那个时期的宇宙视作完全充满辐射，基本上没有物质存在，也是一个不错的近似。
该结论还应附加一个重要条件。在本章中我们会看到，纯辐射时期实际仅是从最初几分钟结束时才开始的，当时，温度已经低于几十亿开氏度。更早时，物质的确是非常重要的，但那时的物质与组成当前宇宙的物质相差甚远。然而，在追溯到那个时期之前，首先得考虑一下真正的辐射时期，这个时期从最初几分钟结束时开始，到几十万年之后，当物质再次变得比辐射更加重要时为止。
为了追踪这段时期的宇宙史，我们需要了解，万物在任何特定时间到底有多炽热，或换种方式来说－－当宇宙膨胀时，温度与宇宙规模的关系到底是怎样的？
假设辐射正在自由膨胀，就很容易回答这个问题了。随着宇宙膨胀，每个光子的波长会随着宇宙规模的增大而拉长。另外，在第3章中已经看到，黑体辐射的平均波长与其温度成反比。因此，温度会与宇宙规模成反比降低，就像现在这样。
幸运的是，对于理论宇宙学家来说，甚至当我们考虑到辐射并不真的是在自由膨胀时－－在以辐射为主导的时代，光子与数量相对较小的电子和核粒子迅速碰撞使宇宙成分变得不透明，这个简单的关系也是站得住脚的。当光子在碰撞间隔中处于自由飞行状态时，其波长会与宇宙规模成正比增加，每个粒子中对应如此多的光子，碰撞仅能够使物质温度随着辐射温度而变化，而不是使辐射温度随着物质温度而变化。举例来说，当宇宙比现在小10000倍时，温度会比现在高，或约为30000K。关于真正的辐射时代，我们就先谈到这里。
最后，随着对宇宙史的追溯越来越远，我们会来到这样一个时期，那时的温度极高，以至于光子彼此之间的碰撞能够从纯能量中产生出物质粒子。我们将发现，在最初几分钟，通过这种方式从纯能量中产生的粒子，在确定各种核反应速度和宇宙本身的膨胀速度方面，与辐射起着同样重要的作用。因此，为了追踪早期的事态发展，我们需要了解宇宙到底得有多么炽热才能从辐射能量中产生大量物质粒子，以及因此而产生的粒子数量。
根据光的量子描述，能最好地理解物质从辐射中产生的过程。辐射的两个量子或光子，有可能碰撞并消失，其所有的能量和动量会产生两个或多个物质粒子（实际上，我们是在当今高能核物理实验室间接观测到该过程的）。然而，爱因斯坦的狭义相对论告诉我们，即便是处于静止状态的物质粒子，也会产生某种“静止能量”，著名公式E=mc 2 就给出了这个能量（这里，c 代表光速。这是核反应所释放的能量来源，在核反应中，原子核的一部分质量会湮灭）。因此，如果发生正面碰撞时，两个光子要产生两个m 质量的物质粒子，那么，每个光子的能量都必须至少等于每个粒子的静止能量mc 2 。如果单个光子的能量大于mc 2 ，反应仍会发生；多余的能量会提高物质粒子的速度。然而，如果光子能量小于mc 2 ，那么，在碰撞过程中不会产生m 质量的粒子，因为那时能量不足，无法产生甚至是这些特定粒子的质量。
显然，为了确定辐射在产生物质粒子过程中的有效性，我们必须得弄清在辐射场中单个光子的特征能量。针对我们当前的目的，可以通过一个简单的快速估算法进行预估：用辐射温度乘以统计力学的基本常数，即玻尔兹曼常数，即可得出光子的特征能量（路德维希·玻尔兹曼和美国的威拉德·吉布斯一起创建了现代统计力学。他于1906年自杀，据说部分原因是有许多反对声音从哲学角度质疑他的工作成果。但所有这些争议早已得到解决）。玻尔兹曼常数值为0.00008617eV/K。例如，在3000K的温度下，当宇宙成分刚刚开始变得透明时，每个光子的特征能量大约相当于3000K与玻尔兹曼常数的乘积，或大约为0.26eV（记住，一个电子伏指一个电子在通过一伏的电位差时所获得的能量。化学反应能量通常是每个原子一个电子伏的能量级；这就是为什么温度高于3000K的辐射能够使很大一部分电子并入原子的原因）。
我们已经看到，如果要在光子的碰撞中产生m 质量的物质粒子，光子的特征能量至少应等于静止粒子的能量mc 2 。由于光子的特征能量是温度乘以玻尔兹曼常数得出的数值，那么，辐射温度应至少为静止能量mc 2 除以玻尔兹曼常数得出的数值。也就是说，对于每种类型的物质粒子来说，都存在一个“阈值温度”，该温度值为静止能量mc 2 除以玻尔兹曼常数得出的数值。在从辐射能量中创造出这种类型的粒子之前，必须达到这个“阈值温度”。
例如，已知最轻的质量粒子是电子e- 和正电子e+ 。正电子是电子的“反粒子”－－也就是说，它的电荷相反（正电荷而非负电荷），但质量和自旋却相同。当一个正电子与一个电子发生碰撞时，电荷可相互抵消，这两个粒子的质量能量表现为纯辐射。当然，这正是为什么正电子在日常生活中如此罕见的原因－－它们在找到电子并湮灭之前，存活的时间非常短（正电子是在1932年宇宙射线中发现的）。湮灭过程也可以逆行－－两个有着足够能量的光子可以相互碰撞，产生一个电子-正电子对，光子的能量被转化成了电子和正电子质量。
如果发生正面碰撞时，两个光子要产生一个电子和一个正电子，每个光子的能量必须大于一个电子或一个正电子质量的“静止能量”mc 2 。这一能量为0.511003万eV。在阈值温度下，光子有很大的机会获得这个能量，为了找到这个阈值温度，我们可以用这一能量除以玻尔兹曼常数（每开氏度0.00008617eV），得出的阈值温度为60亿K（6X109 K）。在任何温度更高的条件下，当光子相互碰撞时，电子和正电子会被自由地创造出来，因此它们存在的数量极大。
顺便说一句，我们推断出从辐射中创造出电子和正电子所需的阈值温度为6X109 K，这一阈值温度比在当今宇宙中通常遇到的任何温度都高得多。即使太阳中心的温度也仅约为1500万度。这就是为什么只要光线明亮时，我们就无法在空旷的空间中看到电子和正电子产生的原因。
类似的观点适用于各种类型的粒子。现代物理的一个基本规则就是，对于大自然界中存在的各种类型的粒子来说，都有一个相对应的“反粒子”，其质量和自旋完全相同，但电荷却相反。唯一的例外是，对于某些纯中性粒子来说，就像光子本身一样，可以认为它们自己就是自己的反粒子。粒子和反粒子之间的关系是互反的：正电子是电子的反粒子，而电子是正电子的反粒子。假设能量足够，在光子相互碰撞的过程中，永远都可能创造出任何类型的粒子-反粒子对。
反粒子的存在是根据量子力学原则和爱因斯坦狭义相对论直接得出的数学结果。1930年，保罗·艾德里安·莫里斯·迪拉克首次从理论上推断出了反电子的存在。由于不想将一个未知的粒子引入他的理论，迪拉克将反电子视为当时唯一一个已知的带正电的粒子，即质子。1932年，人们发现正电子，证实了量子理论，同时也说明质子并非电子的反粒子；它有自己的反粒子，即反质子。反质子是在20世纪50年代在伯克利发现的。
次于电子和正电子的最轻的一种粒子类型是μ介子，或μ- ，它是一种不稳定的重电子，其反粒子是μ+ 。正如电子和正电子那样，μ- 和μ+ 电荷相反，但质量却相同，在光子相互碰撞过程中可以被创造出来。μ- 和μ+ 的静止能量mc 2 都等于105.6596亿eV除以玻尔兹曼常数得出的数值，相应的阈值温度为1.2万亿度（1.2X1012 K）。其他粒子相应的阈值温度可参见书后所列附表1.1。通过查看该表，我们可以弄清哪些粒子曾经在宇宙史的不同时期大量存在过，它们是那些阈值温度低于当时宇宙温度的粒子。
到底有多少这样的物质粒子真正存在于阈值温度之上？在早期宇宙高温和高密度为主导的条件下，粒子数量受热平衡的基本条件控制：应确保粒子达到一定的巨大数量，使每秒被摧毁的粒子数量恰好等于每秒被创造的粒子数量（即供等于求）。任何一对特定的粒子-反粒子湮灭成两个光子的速度，与任何一对具有相同能量的光子转变为粒子和反粒子的速度大致相同。因此，热平衡条件要求，阈值温度低于实际温度的每种类型的粒子数量应大致等于光子数量。如果粒子比光子少，那它们被创造的速度就比被摧毁的速度快，数量就会增加；如果粒子比光子多，那它们被摧毁的速度就比被创造的速度快，数量就会减少。例如，当温度比阈值温度高60亿度时，电子和正电子的数量应大致与光子的数量相同，可以认为，这时的宇宙主要是由光子、电子和正电子组成，而不仅仅是由光子组成。
然而，当温度高于阈值温度时，物质粒子的行为方式与光子极其相似。其平均能量大致等于温度乘以玻尔兹曼常数得出的数值，因此，当温度高于阈值温度时，其平均能量要比粒子质量中的能量大得多，质量可以忽略不计。在这样的条件下，某些特定类型的物质粒子所提供的压力和能量密度就与温度的四次方成正比，就像光子一样。因此，我们可以认为，在任何特定时期内，宇宙都是由各种类型的“辐射”组成的，在当时，对于阈值温度低于宇宙温度的每种类型的粒子来说，都有一种辐射。特别是，在任何时期，宇宙的能量密度都与温度的四次方以及当时阈值温度低于宇宙温度的粒子数量成正比。在这种情况下，温度极高，在热平衡状态下，粒子-反粒子对就如光子一般普遍，这种情况在当前宇宙中并不常见，除非有可能在正在爆炸的恒星中心出现。然而，我们对所掌握的统计力学知识很有信心，根据目前所掌握的知识，能够提出各种理论，说明在这样的异常条件下，早期宇宙到底发生了什么。
准确地说，我们应记住，要把像正电子（e+ ）这样的反粒子看作一种不同的种类进行计算。另外，像光子和电子这样的粒子存在于两种不同的自旋状态中，也应作为不同的种类分别进行计算。最后，像电子（并非光子）这样的粒子遵循一种特殊规则－－“泡利不相容原理”－－禁止两个粒子处于同一种状态下；这个规则有效地降低了总能量密度的增加值，降低系数为7/8（不相容原理还阻止了原子中的所有电子降入同一个最低能量壳中；从而造成了元素周期表中所揭示的原子的复杂壳结构）。每种类型粒子的有效种类数量与阈值温度一起列于书后附表1.1中。在某种特定的温度下，宇宙的能量密度与温度以及阈值温度低于宇宙温度的粒子的有效种类数量成正比。
现在，让我们探讨一下宇宙何时会处于这些高温条件下。宇宙的膨胀速度受引力场和宇宙成分外向动量之间的平衡支配。光子、电子和正电子等的总能量密度为早期宇宙的引力场提供了场源。我们已经看到，宇宙的能量密度主要受温度影响，因此，可以将宇宙温度视为一种计时器，当宇宙膨胀时，这个计时器不是滴答作响，而是不断冷却。更为准确地说，它可以显示宇宙的能量密度从一个数值降到另一个数值所需的时间与能量密度的平方根的倒数差成正比（参见书后数学注释3 ）。但我们也已经看到，能量密度与温度的四次方以及阈值温度低于实际温度的粒子的种类数量成正比。因此，只要温度不超过任何“阈值”，那么，宇宙从一个温度冷却到另一个温度所需的时间就与这些温度的反平方差成正比。例如，如果开始时的温度是1亿摄氏度（大大低于电子的阈值温度），那从这个温度降到100万摄氏度需要0.06年（或22d），从这个温度降到100000摄氏度又需要600年，以此类推。宇宙从1亿摄氏度冷却到3000K（例如，降到宇宙成分恰好变得可为辐射穿透的程度）所需要的全部时间为700000年（参见图4.1）。在这里写到“年”时，我是指某个数量的绝对时间单位，比如说，在氢原子中，电子绕原子核轨道旋转所需要的时间期限。我们在这里讨论的是地球开始围绕太阳旋转之前很久的年代。
图4.1 以辐射为主导的时代
从核合成刚刚结束到核和电子重新结合成原子这一时期，宇宙温度是作为时间函数来表示的。
如果在最初几分钟，宇宙的确是由数量完全相同的粒子和反粒子组成的，当温度降到低于10亿摄氏度时，它们全部都会湮灭，除辐射之外，无一残留。有很好的证据能够排除这种可能性－－我们现在还在这儿呢！电子一定比正电子多，质子一定比反质子多，中子一定比反中子多，只有这样，在粒子和反粒子湮灭之后，才会有东西残留下来形成当前的宇宙物质。关于这一点，我在本章中一直有意忽略这些数量相对较小的残留物质。如果我们只是想计算能量密度或早期宇宙的膨胀速度，那这是一个很好的近似；在第3章中我们已经看到，在宇宙冷却到大约4000K之前，核粒子的能量密度是无法与辐射的能量密度相比的。然而，残留电子和核粒子的数量虽然小，但仍值得我们关注，因为它们不但是当今宇宙的主要组成成分，更是我和读者主要关心的问题。
只要我们承认，在最初三分钟，物质数量有可能比反物质数量多，我们就等于提出了这样一个问题，即确定早期宇宙的组成成分的详细清单。劳伦斯伯克利实验室每六个月发表一份清单，上面列有几乎成百上千个所谓的基本粒子。我们需要确定这些粒子中每类粒子的数量吗？为什么停在基本粒子上－－我们还需要确定不同类型的原子、分子、盐和胡椒的数量吗？如果这样，我们或许完全可以断定，宇宙太复杂，太反复无常，不值得我们去了解。
幸运的是，宇宙并非如此复杂。为了弄清如何才能为其成分开出一个配方，我们需要进一步思考热平衡状态的含义。我已经强调指出宇宙已经经过热平衡状态的重要性－－正因如此，才能够有把握确定在任何特定时间的宇宙成分。到目前为止，本章所进行的讨论实际上是关于处于热平衡状态的物质和辐射已知特性的一系列应用问题。
当碰撞或其他过程使一个物理系统进入热平衡状态时，总有一些数量值不会发生变化。其中一个“守恒量”是总能量；尽管碰撞有可能使能量从一个粒子转移到另一个粒子，但参与碰撞的粒子的总能量永远都不会发生变化。对于每个类似的守恒定律来说，在能够找出处于热平衡状态的系统的特性之前，需要确定一个量－－显然，如果当系统接近热平衡状态时，某个量没有发生变化，则无法根据热平衡状态推断出其数值，而是必须提前将它确定下来。对于处于热平衡状态的系统来说，真正不寻常的事情是，一旦我们确定了守恒量的数值，就相当于确定了系统的所有特性。宇宙已经经过了热平衡状态，因此，如果想要为早期宇宙成分开出一个完整的配方，我们需要确定当宇宙膨胀时，守恒的物理数量是多少，以及这些数量的数值又是多少。
通常情况下，我们用确定温度来代替确定处于热平衡状态的系统的总能量。迄今为止，我们考虑最多的一类系统完全是由辐射和数量相同的粒子和反粒子组成的。对它来说，温度是计算该系统热平衡特性时所需提供的唯一信息。但通常来说，除能量外，还有其他守恒量，而且有必要明确每种守恒量的密度。
例如，放在室温中的一杯水，连续发生反应，一个水分子分裂成一个氢离子（一种裸质子，被剥去了电子的氢核）和一个羟离子（捆绑在氢原子上的一个氧原子，它多带一个电子），或氢离子和羟离子重新结合成水分子。需要注意的是，在每次反应时，一个水分子的消失总是伴有一个氢离子的出现，反之亦然，而氢离子和羟离子总是同时出现或消失。因此，守恒量是水分子加上氢离子的总数，氢离子减去羟离子的数量（当然，还有其他的守恒量，如水分子加上羟离子的总数，但这些仅仅是两个基本守恒量的简单结合）。如果我们规定温度为300K（开氏温标下的室温），水分子加上氢离子的密度为每立方厘米3.3X1022 个分子或离子（大致相当于海平面压力下的水），氢离子的密度减去羟离子为零（相当于零净电荷），那么，我们就能完全确定这杯水的特性了。例如，事实证明，在这样的情况下，大约每5亿个水分子中才有一个氢离子。需要注意的是，我们不需要在这杯水的配方中规定这些东西；我们可以根据热平衡规则推断出氢离子的比例。另一方面，我们无法根据热平衡状态推断出守恒量的密度。例如，通过升高或降低压力，可以使水分子加氢离子的密度稍大或稍小于每立方厘米3.3X1022 个分子－－因此，为了了解杯子中的组成成分，需要明确确定守恒量的密度。
这个例子还有助于理解我们所说的“守恒量”是如何变化的。例如，如果水温像恒星内部一样达到数百万度，那么，分子或离子就很容易分解，组分原子就很容易失去其电子。到那时，守恒量指电子数量及氧核和氢核数量。在这种情况下，我们可以根据统计力学规则，计算得出水分子加羟离子的密度，而不是提前予以确定；当然，事实证明，该数值的确非常小（滚雪球似的增加毕竟罕见）。实际上，在这种情况下，的确会发生核反应，因此，就连每个种类的核数量也不是绝对固定的，但这些数量变化得非常缓慢，以至于可以认为，恒星是从一种平衡状态到另一种平衡状态逐渐演化的。
最后，在早期宇宙的几十亿度的温度下，甚至是原子核也会随时分解成其组成成分，即质子和中子。反应发生速度非常快，以至于物质和反物质能够轻易地从纯能量中创造出来，或者再次湮灭回去。在这些情况下，守恒量并非指任何具体种类的粒子数量。相反，相关守恒定律减少到少数可适用于各种可能情况的那些定律（据我们所知）。我们相信，在我们的早期宇宙配方中必须确定的密度守恒量只有3种：
（1）电荷。我们可以使用相等或相反的电荷创造或摧毁粒子对，但净电荷永远不会发生变化（相对于其他守恒定律，我们对于这个守恒定律有更大的把握，因为如果电荷不守恒，公认的麦克斯韦电与磁性理论就失去了意义）。
（2）重子数。“重子”是一个包含范围很广的术语，包括核粒子、质子和中子，还有稍重且不稳定的粒子，即超子。重子和反重子可以成对地创造或摧毁；重子可衰变成其他重子，正如在放射核的“β衰变”中，中子可编程质子；反之亦然。然而，重子总数减去反重子（反质子、反中子、反超子）数量的差却永远不变。因此，我们把“重子数”+1归因为质子、中子和超子，而把“重子数”-1归因为相应的反粒子；这样得出的规则是总重子数永远不变。重子数似乎不像电荷那样具有任何动力学意义；据我们所知，没有任何东西像重子数所产生的电场或磁场那样。重子数是一种记录器－－其意义完全在于它是守恒的。
（3）轻子数。“轻子”是较轻的带负电的粒子，包括电子和μ介子，还有一种不带电、质量为零、被称为中微子的粒子，以及它们的反粒子，即正电子、反μ介子和反中微子。尽管中微子和反中微子的质量和电荷都为零，但它们并不比光子更虚无；它们像其他粒子一样携带能量和动量。轻子数量守恒是另一种记录性的规则－－轻子总数减去反轻子总数的差值永远都不会变（1962年，对中微子束的实验说明，的确存在至少两种类型的中微子，即“电子型”和“μ介子型”，除此之外，实验还说明了两种类型的轻子数：电子轻子数是电子加上电子型中微子的总数，再减去其反粒子数，而μ介子轻子数是μ介子加上μ介子型中微子的总数，再减去其反粒子数。二者似乎都绝对守恒，但人们对此并无绝对把握）。
说明这些规则运行的一个很好的例子是，一个中子n放射性衰变成一个质子p，一个电子e- ，和一个（电子型）反中子
。各个粒子的电荷、重子数和轻子数的数值如下：
读者很容易就能发现，最后状态的粒子的任何守恒量的数值总和等于初始中子的相同数量的数值。这就是我们所说的这些数量守恒。守恒定律并非空谈，它告诉我们，许多反应实际上不会发生，如禁止衰变过程，在这个过程中，一个中子衰变成一个质子、一个电子和一个以上的反中微子。
为了完成任何特定时间的宇宙成分配方，必须确定每单位体积的电荷、重子数和轻子数，以及当时的温度。守恒定律告诉我们，在任何随宇宙而膨胀的体积内，这些数量的数值都保持不变。因此，每单位体积的电荷、重子数和轻子数仅随宇宙尺度的反立方而变化。但每单位体积的光子数也随宇宙尺度的反立方而变化（我们在第3章已经看到，每单位体积的光子数与温度的立方成正比，而正如在本章开头所讨论的那样，温度随宇宙尺度的倒数而变化）。因此，每个光子对应的电荷、重子数和轻子数都是固定不变的，通过确定作为它们与光子数之间比率的守恒量的数值，彻底得出我们的配方。
严格地说，随宇宙尺度的反立方而变化的数量不是每单位体积的光子数，而是每单位体积的熵。熵是统计力学的基本量，与一个物理系统的无序度有关。除了是一个常规的数值因数外，熵可以通过处于热平衡状态中的所有粒子，包括物质粒子和光子，按书后附表1.1所示的不同种类粒子给定的权重加权总数，得到足够的近似值。真正能够用来表示我们宇宙的常数是电荷与熵的比率、重子数与熵的比率及轻子数与熵的比率。然而，即使是在极高温条件下，物质粒子数至多也是与光子数为同一数量级，因此，如果我们使用光子数而非熵来作为比较标准，是不会犯严重错误的。
人们很容易就能预估每个光子所对应的宇宙电荷。据我们所知，电荷的平均密度在整个宇宙中为零。如果地球和太阳的正电荷多于负电荷（反之亦然）的数量只有一万亿亿亿亿（1036 ）分之一，那么二者之间的电斥力就会大于其引力。如果宇宙是有穷的、封闭的，我们甚至可以将这个观测结果提升到定理的高度：宇宙的净电荷一定为零，因为如果不是这样，电力线就会一圈圈地缠绕着宇宙，形成一个无穷的电场。但无论宇宙是开放的还是封闭的，都可万无一失地说，每个光子的宇宙电荷都可以忽略不计。
我们也很容易预估每个光子的重子数。唯一稳定的重子是核粒子，包括质子和中子以及它们的反粒子，即反质子和反中子（自由中子实际上是不稳定的，其平均寿命为15.3min，但核力量使中子在普通物质的原子核中处于绝对稳定的状态）。另外，据我们所知，在宇宙中没有数量可观的反物质（此处不再赘述）。因此，当前宇宙的任何一部分的重子数，实质上都等于核粒子数。我们在第3章已经看到，目前在微波辐射背景中，每10亿个光子有一个核粒子（精确数字尚未确定），因此，每个光子的重子数约为10亿分之一（10-9 ）。
这的确是一个了不起的结论。为了了解它的意义，让我们思考一下过去的一段时期，当时，温度高于10万亿度（1013 K），在这期间，中子和光子达到阈值温度。宇宙包含大量核粒子和反粒子，数量之多与光子不相上下。但重子数指核粒子数和反粒子数之间的差值。如果这个差值比光子数小约10亿倍，从而比核粒子总数小约10亿倍，那么，核粒子数则仅比反粒子数多10亿分之一。从这个观点看，当宇宙冷却，温度低于核粒子的阈值温度时，反粒子与相应的粒子会全部湮灭，残留下来的是稍稍多出反粒子的那部分粒子，而这部分粒子就是我们最终所了解的世界。
宇宙学中出现小到10亿分之一的纯数量让不少理论家假设，这一数字实际为零，也就是说，宇宙实际上包括数量相等的物质和反物质。这样的话，如果我们想要解释每光子的重子数似乎是10亿分之一，就得假设，在宇宙温度降低小于核粒子的阈值温度之前的某段时期，宇宙曾分为不同的领域，某些领域的物质稍稍超过反物质（10亿分之几），而某些领域的反物质则稍稍超过物质。在温度降低，若干粒子-反粒子对湮灭之后，宇宙中残留的领域包括纯物质领域和纯反物质领域。这种观点的问题是，没有人在宇宙的任何地方发现数量可观的反物质。据知，在进入地球大气上方的宇宙线中，有部分来自我们星系的遥远地方，也有部分有可能来自我们的星系之外。宇宙线中占绝对优势的是物质，而非反物质。实际上，到目前为止，还没有人在宇宙线中发现反质子或反核子。另外，我们也没有在宇宙规模内观测到在物质和反物质湮灭过程中应该产生的光子。
另一种可能性是，光子密度（或更确切地说，熵密度）与宇宙尺度的反立方不成正比。如果出现了某种热平衡的偏离，出现了某种摩擦或黏滞性，能够使宇宙温度升高，产生多余光子，就有可能发生这种情况。在这种情况下，每个光子的重子数就有可能从某个适当的值开始（或许是1左右），然后随着更多光子的产生，下降到其当前的低值。问题是，迄今为止，还没有人能够提出任何具体地能够产生多余光子的机制。几年前，我曾试图找出一个，但却没有成功。
接下来，我将省略所有这些“非标准”的可能性，仅仅假设每个光子的重子数似乎就是看起来的那样：约为10亿分之一。
宇宙的轻子数密度又如何呢？宇宙没有电荷这一事实直接告诉我们，现在，每个带正电的质子恰好有一个带负电的电子。当前宇宙中，约87%的核粒子是质子，因此，电子数接近核粒子总数。如果电子是当前宇宙中的唯一一种轻子，我们便可直接得出结论，每个光子的轻子数大致等于每个光子的重子数。
然而，除了携带着非零轻子数的电子和正电子外，还有另一种稳定的粒子。中微子及其反粒子，即反中微子，它是一种不带电、质量为零的粒子，就像光子一样，但轻子数分别为+1和-1。因此，为了确定当前宇宙中的轻子数密度，我们必须了解中微子和反中微子的总数。
遗憾的是，获得这方面的信息极其困难。中微子像电子的地方，是它不受使质子和中子保持在原子核内强大的核力量的影响（有时我会使用“中微子”指中微子和反中微子）。然而，与电子不同的是，它不带电，因此，它也不受使电子保持在原子内电力或磁力的影响。实际上，中微子对任何类型的力量都不会产生剧烈的反应。像宇宙中的其他东西那样，它们会对引力产生反应，也会受弱力的影响，这些弱力能够产生放射过程，如之前提到的中子衰变，但这些力量与普通物质产生的相互作用非常微弱。经常用来说明中微子的相互作用是如何微弱的一个例子是，如果需要一个相当大的机会拦截或散射任何在某些放射性过程中产生的特定中微子，我们必须在其路径上放置几光年长的导线。太阳连续不断地放射中微子，中微子是在当光子在太阳中心的核反应中转变成中子时产生的；当太阳在地球的另一面时，在白天，这些中微子对着我们向下照射，而在晚上，它们对着我们向上照射，因为对它们来说，地球是完全透明的。在人们发现中微子之前的很长一段时间内，沃尔夫冈·泡利假设，中微子是解释如中子衰变过程中的能量平衡的一种方式。自20世纪50年代末期以来，人们在核反应堆或粒子加速器中制造大量中微子，使几百个中微子停留在探测设备中，只有通过这种方式，才有可能直接检测中微子或反中微子。
这种相互作用极其微弱，这就是为什么数量如此巨大的中微子和反中微子充斥在我们周围的宇宙中，但我们却对于它们的存在毫无线索的原因。也许应该对中微子和反中微子的数量设定一些上限：如果这些粒子数量过大，那么，某些微弱的核衰变过程就会受到轻微影响，另外，宇宙膨胀的减速度比所观测到的减速度更快。然而，这些上限并不排斥这种可能性，即中微子和/或反中微子的数量与光子数量相差无几，且能量相似。
尽管提出了上述观点，宇宙学家仍通常假设每个光子的轻子数（电子、μ介子和中微子数减去其相对应的反粒子数）非常小，比1还小得多。这纯粹是根据类比得出的－－既然每个光子的重子数非常小，为什么每个光子的轻子数就不能也非常小呢？这是在探讨“标准模型”时，最没有把握的假设之一，但幸运的是，即使这是错误的，我们得出的基本观点也仅仅是在细节上发生变化而已。
当然，在电子的阈值温度之上，有若干轻子和反轻子－－电子和正电子的数量与光子数量相差无几。另外，在这些情况下，宇宙温度非常高，密度非常大，即使是幽灵似的中微子达到热平衡状态，中微子和反中微子的数量也与光子的数量相差无几。在标准模型中提出的这个假设是，轻子数，即轻子数和反轻子数的差值，无论是现在还是过去，都要比光子数小得多。轻子有可能稍稍多于反轻子，就像之前所述的重子稍稍多于反重子一样，而这部分多出来的轻子一直存活至今。另外，中微子和反中微子的相互作用非常微弱，所以大量中微子和反中微子有可能逃脱湮灭的命运，在这种情况下，中微子和反中微子的数量应大致相等，可与光子数量相比。在第5章中将会看到，人们的确是这样认为的，但在可预见的未来，似乎根本不可能在我们周围观测到数量巨大的中微子和反中微子。
简而言之，这是我们的早期宇宙成分配方。每个光子的电荷等于零，每个光子的重子数等于10-9 ，每个光子的轻子数不详，但可以确定的是，数量不大。在任何特定时间的温度都高于当前辐射背景的温度3K，高出的温度等于当前宇宙尺度与当时宇宙尺度之间的比率。经过充分搅拌后，使各种类型的粒子的详细分布符合热平衡的要求。将它置于一个正在膨胀的宇宙中，膨胀率受这一介质所产生的引力场影响。等待足够长的时间后，这个结果就会变成我们当前的宇宙。
