知道了宇宙温度随时间的变化规律后，我们就可以了解宇宙演化的热历史。

宇宙诞生：广义相对论研究的是经典宇宙当时间追溯到近似0时，宇宙温度和密度都趋于零， 这就是宇宙学的奇点疑难。从这里人们想到了经典宇宙应当从量子宇宙转化而来也就是说，引力场也和其他物质场一样都是量子场但是至今引力量子场还未被试验证实，即使已有很多理论做了很多试探性的研究假若量子引力成立，引力的量子效应不可以忽略，而从量纲分析得知其显著作用的能量是普朗克能量（10^19Gev），与此相对应的时间是普朗克时间（10^-43s）。一般认为，宇宙的膨胀就是从普朗克时间时间后开始，所以它的起始温度低于普朗克时间温度。

辐射为主时期：从时间普朗克开始后的时期被称为辐射时期，此时之前的宇宙不能再使用Friedmann方程从关于暴涨的观测数据看出，暴涨结束于T<10^16Gev，宇宙从而进入重加热时期，之后再进入辐射为主时期。按粒子物理的标准模型分析，在辐射时期最早阶段的宇宙即甚早期宇宙“气体”应由夸克、轻子和规范粒子等组成。但是由于粒子物理不能处理能量高于10^3Gev的物理对象，必须由大统一理论来研究讨论。在10^15Gev时，大统一对称性会自发破缺到电弱对称性在T～300Gev时，电弱对称性会自发破缺到U(1)EM，标准模型产生有质量粒子在电弱破缺之前，超对称性会破缺但是具体机制尚未明确。

在10^-5s～10^-4s时期，手征对称性破缺，发生色紧闭、夸克合成强子，此即QCD相变。在T～10Mev（t～0.01s）时，质子和中子开始核合成，此过程一直延续到温度将为1Mev时候，因此能标也进入了核物理的能量范围，而与此对应的物理规律已经相当清楚了。原初核合成时间主要是在t=3～30min之间。核合成结束后，宇宙中的产物主要是4He，以及少量的重元素。这成为实测研究宇宙的重要依据。宇宙现在的4He丰度占总重子物质的1/4，这是热大爆炸模型的主要观测事实和理论的实验支柱。

在T～1Mev时，中微子解耦，形成中微子背景辐射。正负电子的质量约为0.5Mev，之后正负电子湮灭形成光子。 这使得后来退耦的光子温度比在正负电子湮灭之前退耦的中微子高1.4倍，但是至今还未检测到中微子的背景能谱。

物质为主时期：当温度继续降低到10ev以下时，进入原子物理的能量标度。大约在1ev或者t～10^4yr时，宇宙中物质与辐射的密度相等。之后，物质主导宇宙。暴涨中产生的原初不均匀粒子开始成长，大尺度结构在此时开始形成。在0.1ev或者t～10^5yr时，红移z～1100、原子形成、光子解耦，解耦后的光子将自由地在宇宙中传播，其能谱不变。但温度将随标度因子增大而减小，微波背景辐射形成。从氢原子的电离能13.6ev得知，宇宙温度降到此温度下时，原子就应当开始形成。但是宇宙中光子数是重子数的10亿倍，所以即使温度降到了氢原子电离能标以下，由于高能光子还很多，它们将使得复合的原子重新电离。到了t～10^9yr时，宇宙最初的结团形成，它将永远演化下去，也成为物质为主时期的主要部分。

暗能量时期：暗能量大约在几十亿年前开始主导宇宙的演化（如果将宇宙学常数视为暗能量），现在的暗能量相对密度为0.73。，物质相对密度约0.27，宇宙年龄t0=137亿年，则则宇宙在0.63t0即83亿年前就开始进入暗能量主导时期。

以Friedmann的膨胀宇宙模型为基础的热大爆炸宇宙学所指出的在宇宙的开始有一个大爆炸过程，它和哈勃观测结果吻合，并且成功的预言了宇宙微波背景辐射和当前宇宙的元素丰度，它被称为了标准宇宙学然而，在二十世纪七十年代，就在人们鼓舞于它的巨大成功的时候，它不可避免仍然的被现代观测所挑战，人们开始觉察和越来越多的提出到了热大爆炸宇宙学模型中所存在的问题。直到1980年，Guth提出宇宙暴涨的概念，认为在标准热大爆炸宇宙演化之前，宇宙存在一个急速膨胀的过程，人们发现只这样一个简单河蟹的想法就优雅的解决了很多标准宇宙学中的困难。从此的三十年间，暴涨宇宙学成为了最热点的领域。人们先是构建能够实现一个暴涨阶段宇宙的理论模型，后来发现暴涨宇宙学还未宇宙结构形成提供了原初扰动的种子，再后来各种精密的天文观测都为暴涨宇宙学提供了支持，可以说，暴涨宇宙学实现了巨大的成功。

暴涨宇宙的提出这样解决了一系列热大爆炸宇宙学中存在的问题。一个早期是弯曲的宇宙，在经过一个剧烈的膨胀后，直观地理解是弯曲的表面被拉直了，因果不能连通的巨大可观测宇宙就能追溯到原来只可以拥有相互作用的一个小区域了，原初密度很大的重子物质也被稀释了。

Guth于1980年提出了暴涨宇宙模型。 它的简单优雅有效使人都对它印象深刻，暴涨宇宙学从此变得非常的流行。之后从1982年起，30年间暴涨宇宙学一直在被发展完善和检验。早期做出主要贡献的科学家有如Albrecht和Steinhardt以及Linde等。

自1970s早期，注意到严重的平坦型问题和视界问题，前苏联科学家Belinski和Khalatnikov研究广义相对论中的混沌奇异性。Misner试图靠这种混沌行为来理解和解释这些问题，但是没有成功。

然而，在1970s末期， Coleman应用由Polyakov发展起来的顺子技术来研究量子场论中的伪真空的命运的时候却有了重大的发现。对于一个亚稳态的相位（好比冰点下或沸点上的水会成核成泡），一个量子场也会通过先成核——形成一个由真真空构成的泡——从而最终实现态的转化。Coleman找到了最可能的真空衰变道并计算了单位时空体积的寿命。并且他注意到了引力可能会引起很重要的效果，然而他没有计算引力的作用也没有把他的发现应用到宇宙学上。

而在前苏联，Starobinsky注意到了在宇宙早期，广义相对论的量子修正应该会有很重要的效果，并且这种效果通常会导致Einstein-Hilbert作用量中曲率平方项的修正。当曲率很大时，存在曲率平方项的爱因斯坦方程的解会给出一个等效于宇宙学常数的效果。因此，他提出了早期宇宙中应该会存在一个德希特（de Sitter）态，也就是暴涨相。

在1978年，又注意到了磁单极子问题。 他的发现导致当时人们寻求研究在粒子物理理论的框架里解决这个问题成为风尚，并且当时有一些很有希望的尝试。然而在1980年，Guth意识到了早期宇宙的伪真空衰变能够用来解决这个问题，并且他提出了一个用标量场驱动的暴涨宇宙学模型。Starobinsky和Guth的模型都预言了初始存在一个德希特时空，只是产生的机制不同。

暴涨的提出：19080年1月， Guth提出了暴涨宇宙模型。与此同时， Starobinsky认为引力的量子修正使得宇宙的原初的奇异性变为一个德希特时空态。1980年12月，提Kazanas提出空间的指数膨胀可能可以解决标准宇宙学中的粒子视界问题。Sato提出一个指数膨胀的演化可以消除我们没有观测到而理论上可能存在的遗迹——domain walls——以及解释正反物质不对称。1981年Einborn和Sato发表了一个类似于Guth的模型，指出它能够解决大统一磁单极丰度问题。和Guth一样，他们的结论也是这样的模型需要一个精细调节的宇宙学参数，而且bubble壁碰撞所导致的密度扰动非常的大，这将产生一个颗粒状的宇宙。

早期的暴涨模型：Guth提出，当宇宙逐渐冷却，它现实被束缚在一个具有较高能量的伪真空中，这时就相当于一个宇宙学常数的效果，随着宇宙继续膨胀降温，当进入超冷状态，宇宙开始出现两个真空态——真真空和伪真空，宇宙被束缚在伪真空中，只能通过量子效应衰变到真真空（亚稳态到稳态的跃迁）。这时，真真空的bubble自发的在伪真空的背景中产生，并且以光速膨胀。之后，Guth自己指出了这个模型的问题，也就是在这个模型中重加热很难实现：在bubble结核的过程中不会产生任何辐射，辐射只能是通过壁之间的碰撞过程来产生。然而如果要求暴涨持续足够长的时间（产生60个e-folding数）而可以解决大爆炸宇宙学的问题的时候，我们要求真空衰变率很低，而此时，因为bubble很稀少，很难发生两个bubble碰撞的过程。

慢滚动暴涨：旧暴涨模型碰撞的问题是由Linde以及Albrecht与Steinhardt分别独立解决的的。Linde模型被称为新/慢滚动暴涨模型。他的模型并不借助伪真空的量子遂川效应，他指出暴涨可以发生在一个标量场在从势能的山中向下滚动的过程中。只要标量场滚动的速度相对很慢，暴涨就可以发生。而当山变得陡峭，暴涨场的动能从而变得与它的势能变得可以相比拟的时候，暴涨结束，而且宇宙的重加热过程也很自然的可以利用这个势能下降而得到实现。Albrecht与Steinhardt的解决方案仍然沿袭了旧暴涨模型的方案（依靠量子遂川效应来实现），他们是通过时间变化的引力常数使得真空的衰变率成为了随时间变化的量，从而解决了Guth模型中的暴涨不能退出的问题。Albrecht与Steinhardt的模型从1987年提出起一时成为热点然而，后来由于COBE、WMAP等卫星观测实验发现了Linde的新/慢滚动暴涨模型所预言的宇宙学扰动，如今的慢滚动模型在暴涨宇宙学中处于主流位置。

暴涨与原初扰动：最终，人们证实新暴涨模型并不产生一个完美对称的宇宙，而是一个带有由暴涨场的量子扰动而引入的微小的扰动。这些微小的量子扰动最终成为了宇宙原初扰动，为后来宇宙的结构形成提供了种子。

暴涨的初条件-永恒暴涨：建立在对称性破却和真空衰变的基础上的Guth的模型，因为缺乏退出的机制，所以本身就倾向于是会永恒的暴涨下去的。后来的慢滚动模型虽然是建立在暴涨场沿势垒向下的经典滚动基础上，然而，在高能标，量子效应仍然有机会使暴涨场向势垒高处跳跃。在高势能区，暴涨场向上的量子跃迁比在低能区要快得多。当量子涨落胜过了跃迁周期内的定向滚动，这个过程就可以永远一直持续进行下去。上述图景就称为永恒暴涨，最早是由Vilenkin提出。事实上，任何不设势能限制的暴涨模型都是永恒暴涨模型。通常人们相信这种稳恒态不能是一直持续的无限倒推回溯过去。暴涨的时空，类似于德希特时空，如果没有一个收缩相存在的话是不完备的。然而，不同于德希特时空，收缩的暴涨时空中的扰动会塌缩形成一个引力的奇点（在奇点处密度无穷大）。因此，这种情况下，宇宙的初始条件变得重要。然而，也有比如Linde等人认为，宇宙是有可能是向历史追溯是无限的。永恒暴涨可以是我们给出解决大爆炸宇宙学问题的暴涨的一种初始条件。

暴涨的结束-重加热：在暴涨态的结束的时候，宇宙进入重加热，或者被为热化的阶段。在旧暴涨模型中，宇宙的热化是通过bubble壁的碰撞来实现的。bubble通过相互之间的碰撞，把壁上的动能和梯度能转换成辐射和引力波，而在新/慢滚动暴涨模型中，暴涨场的势能在暴涨时驱动宇宙的加速膨胀，而当暴涨结束时又可以衰变为其它粒子从而加热宇宙。然而，由于我们对暴涨场的性质还不可知，重加热过程也是所知甚少。这方面的工作也非常的丰富，目前，人们相信这个重加热过程和参数共振有关，因为参数共振过程可以极大的提高这种暴涨场到其它粒子的能量的转移。

暴涨中的精细调节问题：暴涨宇宙学一个最大的挑战，是来自于如果要求暴涨阶段足够长，解决标准宇宙学中的那些问题，那么暴涨的参数就会遇到一个精细调节问题。在慢滚动模型中，慢滚条件必须要满足才能实现暴涨，慢滚条件是说：如果要实现暴涨，那么相对于巨大的真空势能而言，这个势必须要非常非常的平缓，暴涨场的质量必需足够小。所以，Linde的模型需要标量场拥有一个极其平缓的势和特殊的初始条件才会变得可行。

暴涨与弦宇宙学：紧致流形的发现和研究为构建暴涨模型打开了一个新的研究领域。其中比较流行的有膜暴涨图景，这个图景认为暴涨是在紧致空间中的D-branes膜在向卡拉比窑流形尖端的D-bar膜的堆栈定向移动的过程中实现的。这个模型非常不同于一般的暴涨模型，它是基于DBI（Dirac-Born-Infeld）形式的作用量的，而且它的动力学过程还没有被完全的理解。因为暴涨过程也可以发生在在弦绘景中的真空跃迁过程中。

暴涨与圈量子引力：通过研究圈量子引力对宇宙学可能会产生什么样的影响，人们建立了一个包含有暴涨过程的圈量子宇宙学模型。圈量子引力假设一个量化的时空，当能量密度超过量化的时候可以维持的时候，将会发生反弹。

暴涨的替代模型：弦理论中，除了我们观测到的三维空间以外，还存在被卷曲或者紧致起来的额外的维度（Kaluza-Klein理论）。额外维经常的出现在超引力或者其它的探索量子引力的模型中。

火烈（ekpyrotic）和循环宇宙模型等因为也可以解决热大爆炸宇宙学中的一些问题而可以作为暴涨模型的替代。这些模型通过在大爆炸之前引入一个收缩时期来解决视界问题。也在这个收缩相来给出一个我们所需要的原初密度扰动谱。宇宙经历过一个被称为大挤压的阶段以后产生一个大爆炸的演化阶段。在这种意义上说，它们和由Toldman提出的震荡宇宙模型相似。不同于Toldman的宇宙模型，这些模型不要求宇宙的寿命是有限的。关于它们的扰动谱以及大挤压的影响，也是当前宇宙学领域一直所争论的。

关于额外维，一个问题是为什么其中四维的时空很大而其它的维度却小到不可观测？由 Brandenberger和Vafa提出的弦气体宇宙学是一种解决这个问题的尝试。这个模型讨论早期宇宙中含有大量热的弦气体的可能的动力学。他们指出，对于一个维度的时空，只有当与之相互缠绕的弦能够有效的互相湮灭的时候，才能够膨胀。每一个弦都是一个一维的物体，所以，子空间中最大数目的在其中两个弦会通过贯穿交叉而互相湮灭的维度是三，从而最可能的非紧致空间的维度是三。当前在这方面的研究集中在考察这个模型是否可以保持其它紧致的维度的尺度以及能否给出与观测相符的原初密度扰动谱。