L'ère radiative

13,82 s après la fin de l'ère hadronique, la température est descendue jusqu'à K. Les électrons et positrons se sont annihilés en photons et il reste seulement 1 électron sur 1 milliard, rejoignant le nombre de protons. Les photons sont maintenant majoritaires en densité d'énergie. L'ère leptonique est terminée et l'ère radiative a pris place. Les nucléons commencent à s'associer en deutérium, tritium et Hélium 3. Cependant, ces nouveaux noyaux atomiques ne sont pas assez stables à ces températures pour former un atome d'hélium qui, lui, aurait pu l'être. La proportion de neutrons continue de chuter : 17% de neutrons et 83% de protons.

Après trois minutes, la température est de K, le nombre de neutrons a encore chuté à 14 %. Si le tritium et l'hélium 3 sont stable, le deutérium est quant à lui encore trop instable pour former des atomes plus complexes.

Passé le cap de l'instabilité du deutérium, à 3 min 46s, à 900 millions de Kelvins, la nucléosynthèse primordiale peut se mettre en marche. Il se forme des noyaux d'hélium avec les neutrons disponibles qui représentent maintenant 13% du nombre total des atomes. La température est trop élevée pour la formation de noyaux plus lourds que l'hélium en grand nombre. Il en résulte des fractions de masse de 25% d'hélium et de 75% de protons. C'est la nucléosynthèse primordiale.

L'expansion de l'univers fait décroître la densité d'énergie de la matière en diluant la masse. La densité d'énergie de la matière évolue en , où est le facteur d'expansion de l'univers vu au chapitre sur la relativité générale. De même, les photons sont dilués et leur longueur d'onde est dilatée par l'effet Doppler cosmologique. Leur densité d'énergie décroît donc plus vite, en . L'équilibre entre l'énergie radiative et l'énergie de la matière se situe 60 000 ans après le Big Bang à à une température de plus de 8 000 K. Suit alors l'ère stellaire où la matière domine le contenu énergétique.