이 이론의 핵심적인 내용은 우주는 적어도 100억 년 전에 일어난 대폭발이라고 하는 극히 높은 온도와 밀도를 가진 상태에서 시작되었다는 것이다. 이같은 우주론은 원래 1920년대 알렉산더 프리드만과 조르주 르메트르가 제안했으나, 1940년대 조지 가모브와 그 동료들이 지금과 같은 형태로 발전시켰다.
대폭발이론은 2개의 가정을 바탕으로 한다. 하나는 아인슈타인의 일반상대성이론으로 모든 물질의 중력 상호작용이 정확하게 설명된다는 것이고, 다른 하나는 우주에 대한 관측자 시점은 관측 방향과 관측자의 위치에 영향을 받지 않는다는 우주원리이다. 이 원리는 우주의 거시적 성질에만 적용되지만, 우주는 끝이 없으므로 대폭발의 시초는 공간의 한 특정한 점에서 일어난 것이 아니라 공간 전체에서 동시에 일어났다는 것이 함축되어 있다. 이 2가지 가정으로 플랑크 시간이라는 어떤 시간의 기점 이후의 우주역사를 계산할 수 있다. 그러나 과학자들은 플랑크 시간 이전의 상태에 대해서는 아직 알지 못한다. 대폭발이론에 따르면 우주는 고밀도의 매우 압축된 원시상태에서 급속히 팽창한 결과로 밀도와 온도가 상당히 내려갔다. 뒤이어 곧 양성자 붕괴를 일으키는 어떤 과정에 의해 오늘날에 관측되는 것처럼 물질이 반물질(反物質)보다 많아졌다. 이 단계에서 많은 형태의 소립자가 나타났을 것이다. 수초 뒤 우주가 충분히 식자 특정 원자핵이 생성되었다. 이 이론에 의하면 일정한 양의 수소·헬륨·리튬이 생성되었음을 예측할 수 있으며, 그 양은 오늘날 관측된 결과와 일치한다. 약 100만 년 뒤에는 우주가 원자를 형성할 정도로 차가워졌다. 또한 우주를 채웠던 복사도 이제는 공간을 통해 자유롭게 돌아다녔다. 이 초기 우주의 흔적으로는 1965년 아노 펜지아스와 로버트 윌슨이 발견한 초단파 배경복사(3K 배경복사)가 있다. 이 이론은 보통의 물질과 복사의 존재를 설명할 수 있을 뿐만 아니라, 현재의 우주가 질량과 전하가 없는 기본입자인 중성미자(中性微子)로 채워져 있다는 것을 예측하고 있다.  이러한 점으로 미루어 언젠가는 초기우주의 다른 흔적이 발견될 수 있을 가능성도 있다.