Il Modello si basa su due elementi fondamentali: le equazioni di campo di Einstein, che descrivono il comportamento di un qualsiasi sistema fisico sotto l'effetto della gravità, e il cosiddetto Principio Cosmologico, che traduce e innalza a livello di principio fisico l'osservazione astrofisica che l'Universo, quando viene osservato su grande scala, appare omogeneo e isotropo.

Chiaramente l'Universo attuale, soprattutto se lo osserviamo su distanze "piccole" è tutt'altro che omogeneo e isotropo: sono ben evidenti distribuzioni di materia dense, come ad esempio le galassie, circondate da un mezzo intergalattico molto meno denso. Così è per le stelle all'interno delle galassie, o dei pianeti attorno alle stelle (o di noi stessi dentro la nostra stanza!). Se però osseviamo porzioni di cielo molto ampie, in media la distribuzione di materia ci appare come la distribuzione di polvere sul nostro tavolo: uniformemente distribuita ovunque! Per questo ammettiamo di poter descrivere l'Universo globalmente (e almeno in prima approssimazione) come una distribuzione omogenea e isotropa di materia e radiazione.

Per omogenea si intende che possiamo spostarci da un punto a un altro e le proprietà dell'Universo ci appaiono sempre le stesse. Per isotropa, il fatto che queste proprietà non cambiano se cambiamo la direzione in cui osserviamo.

L'assunzione di omogeneità e isotropia permette di definire in modo univoco la geometria spaziale dell'Universo, che deve necessariamente essere rappresentata da uno spazio a curvatura costante. La curvatura può poi essere positiva (come è il caso di una sfera, ovviamente in 3 dimensioni, che è uno spazio come si dice chiuso), nulla (è il caso del piano, sempre da intendersi in 3 dimensioni, che è invece uno spazio piatto) ovvero negativa (che corrisponde a uno spazio diverso dai precedenti, di tipo aperto, chiamato piano iperbolico).

Le equazioni di Einstein ci permettono poi di mettere in relazione la geometria con la quantità di materia ed energia contenuta nel nostro Universo. Le recenti osservazioni cosmologiche sulle anisotropie della radiazione cosmica di fondo (che vedremo più avanti) hanno permesso di stabilire che il nostro Universo è sostanzialmente piatto. Possiamo quindi pensare al nostro Universo come a un lenzuolo disteso, in cui non ci sono né punti né direzioni privilegiate. Al passare del tempo, però questo lenzuolo può stirarsi, espandendosi.

Quello che succede è che la distanta tra due punti qualsiasi del lenzuolo aumenta con il passare del tempo, pur restando i due punti fissi sul lenzuolo. Questo rappresenta appunto la ben nota espansione dell'Universo, già scoperta da Hubble nel 1929.

Nel Modello Cosmologico Standard, l'espansione dell'Universo è descritta dalla variazione nel tempo di un parametro, il fattore di scala, che esprime appunto come varia nel tempo la distanza fisica tra due punti dell'Universo. Il modo in cui il fattore di scala cambia nel tempo è scritto nelle equazioni di Einstein di cui parlavamo. Esse mostrano come il tipo di evoluzione dipenda anch'essa in modo intrinseco dal contenuto dell'Universo, ma non tanto e solo da quanta materia o radiazione è presente, quanto dal tipo stesso di componenti. Che l'Universo si espanda, oltre che un inequivocabile fatto osservativo, è una conseguenza intrinseca del nostro modello. Il fatto però che questa espansione sia accelerata o decelerata dipende da cosa c'è dentro l'Universo.

Per la maggior parte della sua evoluzione, il contenuto predominante dell'Universo è stata radiazione (prima) e materia non relativistica (poi). In entrambi questi casi l'Universo si è espanso rallentando via via la sua velocità di espansione. Recenti osservazioni sulla radiazione che ci proviene dalle supernovae di tipo Ia distanti ha però messo in evidenza che, nelle fasi più recenti l'Universo è entrato in una fase di espansione accelerata: questo tipo di espansione non può essere ricondotto alla presenza della sola radiazione o materia non relativistica: è necessario ipotizzare la presenza dominante (a tempi, appunto, recenti) di qualcosa di nuovo, con proprietà molto peculiari, che è stato chiamato energia oscura. Circa il 70% di tutto quello di cui l'Universo è attualmente composto è nella forma di questa esotica componente, di cui non si sa praticamente nulla. Molta dell'attività dei fisici e dei cosmologi in questo momento è rivolta al tentativo di spiegare l'origine della energia oscura.

Ma torniamo all'evoluzione dell'Universo nelle sue fasi meno recenti, fasi in cui era dominato dalla presenza di radiazione o di materia. La sequenza di fasi evolutive dell'Universo primordiale può essere riassunta brevemente nei seguenti passi:

- in una fase molto iniziale, molto vicina a quello che viene comunemente chiamato Big Bang si pensa che l'Universo abbia attraversato una fase di espansione rapidissima (anche questa accelerata), detta inflazione, durante la quale l'Universo si è espanso enormemente in una frazione infinitesima di secondo. Questo modello di fase inflazionaria è in grado di spiegare in modo naturale il perchè oggi l'Universo sia così piatto, come osservato sperimentalmente. Si noti che pur avendo avuto una fase di enorme espansione, l'Universo al termine dell'inflazione rimane di dimensioni estremamente piccole, tipiche della scala della microfisica, ovvero della fisica delle particelle. Durante la fase inflattiva, inoltre, si sarebbero anche generate quelle piccole fluttuazioni di densità, che molto più tardi sarebbero poi state responsabili della formazione delle galassie e degli ammassi di galassie che oggi osserviamo

- al termine della fase inflazionaria, dopo un periodo di rapido riscaldamento dell'Universo dovuto proprio al modo in cui termina il processo inflattivo, l'Universo si trova ad essere molto caldo, oltre che ancora estremamente piccolo. L'Universo è ora pervaso di particelle relativistiche (radiazione) in mutua interazione, cosa che realizza una situazione di equilibrio termodinamico (in un certo senso, un po' come per un gas in una scatola). Lo stato dell'Universo è quindi caratterizzato da una temperatura. L'espansione ha come conseguenza la diminuzione della temperatura, e mano a mano che la temperatura diminuisce l'energia media a disposizione di ogni particella che compone il bagno termico diminuisce.
Dobbiamo pensare che nell'Universo in questa fase siano presenti tutte le particelle elementari che conosciamo (e forse anche particelle nuove che ancora non abbiamo scoperto, proprio perchè l'energia a disposizione nell'Universo primordiale non è ancora stata raggiunta nei nostri acceleratori di particelle). C'erano senz'altro fotoni, elettroni, neutrini ecc. in mutua interazione, ovvero, come si dice, in equilibrio.

Mano a mano che la temperatura scende, alcune di queste particelle cominciano a non essere più in grado di interagire efficacemente con il plasma, e poco alla volta escono dall'equilibrio. Da quel momento in avanti, queste particelle resteranno presenti nell'Universo ma senza più partecipare ai processi di mutua interazione. Sono, come si dice, congelate, e possono sopravvivere fino a oggi (se sono particelle stabili) come fossili dell'Universo primordiali. Fossili molto importanti, perchè ci possono dare informazioni dirette sulle proprietà dell'Universo al momento della loro uscita dall'equilibrio.

Di questi fenomeni di uscita dall'equilibrio (o disaccoppiamento) ne sono avvenuti molti, a epoche diverse. I più importanti e significativi sono i seguenti:

- disaccoppiamento del neutrino: circa un secondo dopo il Big Bang, i neutrini escono dall'equilibrio e si forma un radiazione fossile di neutrini che è arrivata fino a noi. Per ognuna delle tre specie, in ogni centimetro cubo dell'Universo ci sono circa 115 neutrini che arrivano dall'Universo primordiale. La loro energia è così piccola che per ora questi neutrini fossili sono sostanzialmente non rivelabili. Certo sarebbe una scoperta eccezionale misurare questi neutrini, testimoni di un fase dell'Universo antichissima, in quanto si sono formati quando appunto era trascorso circa 1 secondo dall'inizio (ricordiamo che oggi l'Universo ha circa 13 miliardi di anni di età).

- Formazione di nuclei leggeri, principalmente elio, deuterio e litio. Quando l'Universo aveva un'età di alcuni minuti, si è completata la formazione di nuclei leggeri. Dallo studio di questa fase evolutiva (nucleosintesi primordiale) si è potuto stabilire che la materia ordinaria, di cui siamo fatti (barioni) costituisce solo il 4% del totale.

- Formazione della radiazione cosmica di fondo. Quando l'Universo aveva circa 300 000 anni, il plasma che fino a quel momento aveva rappresentato l'essenza dell'Universo, si raffredda a tal punto che si forma materia elettricamente neutra e la radiazione (i fotoni) diventano liberi di propagarsi indisturbati. Questa radiazione è giunta fino noi, ed è principalmente caratterizzata da microonde. Ci sono circa 420 fotoni fossili per ogni centimetro cubo, con una temperatura di circa 2.7 gradi Kelvin. Questa è la famosa radiazione cosmica di fondo. Essa è estremamente isotropa, confermando le nostre ipotesi sull'Universo. Sono però state scoperte, prima dal satellite COBE nei primi anni Novanta e poi studiate con precisione principalmente da Boomerang (2000) e recentemente dal satellite WMAP (2003), delle piccole anistropie, cioè piccole differenze di temperatura tra un punto e l'altro dell'Universo, al livello di una parte su 100 000. La scoperta delle anistropie nella radiazione cosmica di fondo è estremamente importante perchè innanzitutto conferma l'esistenza di piccole fluttuazioni di densità nella materia che compone l'Universo (formatesi, come si diceva, presumibilmente al termine dell'inflazione); in secondo luogo perche' dallo studio di queste anistropie è stato possibile determinare con grande precisione la geometria dell'Universo, che, come detto in precedenza, risulta essere piatta.

- Dopo che la radiazione cosmica di fondo si è formata (anche questo è un fenomeno di disaccoppiamento, relativo questa volta ai fotoni), le piccole fluttuazioni di densità di cui abbiamo parlato possono cominciare ad attrarre gravitazionalmente la materia circostante dove la densità è un po' più bassa, e con il progredire inevitabile di questo processo si vengono a formare gli ammassi di galassie, le galassie e tutte le strutture che oggi osserviamo nell'Universo. Questo processo di formazione delle strutture è quindi pilotato principalmente dalle fluttuazioni di densità della cosiddetta materia oscura fredda, che altro non è che una distribuzione di particelle fossili che si sono disaccoppiate precedentemente. Si noti che dalla misura della quantità di materia oscura presente negli ammassi di galassie, si trova che il 30% dell'Universo è nella forma di questa componente. Questo risultato è in perfetto accordo con i due già citati, ovvero il fatto che l'Universo è piatto e che circa il 70% è formato da una enigmatica energia oscura.

Se però paragoniamo il fatto che il 30% di tutto quello di cui è composto l'Universo è materia (principalmente fredda, ma una piccola parte può anche essere calda, cioè relativistica), mentre solo il 4% è costituito da barioni (protoni e neutroni), ci rendiamo conto che la maggior parte della materia presente nelle galassie e negli ammassi di galassie è costituita da un tipo non ordinario. Così come l'energia oscura è una nuova forma di componente, anche la materia oscura è fatta da qualche nuova particella che ancora non conosciamo. È curioso che la materia di cui noi siamo fatti costituisca un misero (ma importantissimo) 4% del totale!

Da questa discussione si vede come lo studio dell'Universo sia uno strumento formidabile per mettere alla prova le nostre conoscenze non solo su ciò che ci circonda su larga scala (l'infinitamente grande), ma anche ciò che sappiamo della fisica delle particelle (l'infinitamente piccolo).