പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തിലുള്ള അവസ്ഥ മഹാവിസ്ഫോടനസിദ്ധാന്തം ഉപയോഗിച്ച് 10സെക്കന്റുകൾ മുതൽ നന്നായി വിശദീകരിക്കാനാവുന്നുണ്ട്. പക്ഷേ ഇവിടെ അനേകം പ്രശ്നങ്ങൾ നേരിടേണ്ടിവരും. അവയിലൊന്ന് ഇതാണ്: ഇന്നത്തെ കണികാഭൗതികപ്രകാരം ഈ പ്രപഞ്ചം പരന്നതും ഏകാത്മകഘടനയുള്ളതും ഒരേപോലുള്ള നിലയിലുള്ളതും ആയിരിക്കുമെന്നതിന് ഒരു കാരണവും കണ്ടെത്താനാകില്ല. അതിനുമീതെ, കണികാഭൗതികത്തിലെ മഹാസംയുക്തസിദ്ധാന്തപ്രകാരം കാന്തിക മോണോപോൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ കാണണം. പക്ഷെ, ഇത് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല. കോസ്മിക് ഇൻഫ്ലാഷൻ (പ്രാപഞ്ചിക വീർക്കൽ) വളരെക്കുരച്ചു കാലത്തേയ്ക്കു നടന്ന് പ്രപഞ്ചത്തെ അത് പരന്നതാക്കി അതിന്റെ വൈവിധ്യഘടനയെയും ഏകാത്മകമല്ലാത്ത ഘടനയേയും മിനുസരൂപത്തിലാക്കി നിരീക്ഷണ നിലയിലെത്തിക്കുകയും നിരിക്ഷകനു കാന്തിക മോണോപോൾ നേർപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. () 

പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലെ മറ്റൊരു പ്രധാന പ്രശ്നമാണ്, പ്രതിദ്രവ്യത്തേക്കാൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ ദ്രവ്യം കൂടുതൽ ഉണ്ടാകാൻ കാരണം എന്തെന്നുള്ളത്. പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്നും ഗ്രഹിച്ചത്, പ്രപഞ്ചത്തിൽ പ്രതിദ്രവ്യത്തിന്റെ മേഖല, ദ്രവ്യത്തിന്റ് മേഖലഎന്നിങ്ങനെ പ്രത്യേകം പ്രത്യേകമായി തിരിഞ്ഞു കിടപ്പില്ല എന്നതാണ്. അത് അങ്ങനെയായിരുന്നെങ്കിൽ, അനിഹിലേഷൻ എന്ന പ്രക്രിയ മൂലം എക്സ്-കിരണങ്ങളോ ഗാമാ കിരണങ്ങളോ ഉൽസർജ്ജിച്ചേനേ. പക്ഷേ, ഇങ്ങനെ നിരീക്ഷിക്കാനായിട്ടില്ല. ആയതിനാൽ, ചില പ്രക്രിയകൾ വഴി, പ്രപഞ്ചരൂപീകരണത്തിന്റെ ആദ്യ നിമിഷങ്ങളിൽ, പ്രതിദ്രവ്യത്തേക്കാൾ കൂടുതൽ ദ്രവ്യം നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടതായിരിക്കാം. ഈ പ്രക്രിയയെ baryogenesis എന്നു പറയാം (പക്ഷെ, ഇന്ന് ഇത് മനസ്സിലാക്കാൻ ആവുന്നില്ല). 1967ൽ baryogenesisനു വേണ്ട മൂന്നു വ്യവസ്ഥകൾ സോവിയറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ആന്ദ്രെ സാഖറഫ് അനുമാനിച്ചു. അതിലൂടെ കണികാഭൗതികത്തിന്റെ സമമിതിയിൽനിന്നുള്ള ഒരു വ്യതിചലനമായി ദ്രവ്യത്തിനും പ്രതിദ്രവ്യത്തിനുമിടയിലായി CP-symmetry എന്ന അവസ്ഥ അദ്ദേഹം കൽപ്പിച്ചു. എന്നിരുന്നാലും, കണപ്രവേഗികൾ baryon asymmetry യിൽനിന്നും CP-symmetry യിലേയ്ക്ക് വളരെച്ചെറിയ വ്യതിയാനമേ അളക്കുന്നുള്ളൂ.

പഠനത്തിന്റെ മേഖലകൾ
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഊർജ്ജം
മഹാവിസ്ഫോടന സിദ്ധാന്തം
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ശൈശവകാലഘട്ടം