Kylmä alkuuniversumi on hypoteesi, jonka mukaan maailmankaikkeuden primääriaine sen evoluution alkuvaiheessa koostui kylmistä neutroneista ja sillä oli nolla entropia ( ) ja nolla leptonin varaus ( ).
Hypoteesi syntyi 1930-luvulla, kun ei ollut erityistä teoriaa supertiheästä tilasta, joka tekisi mahdolliseksi määrittää ydinreaktiot tällaisissa olosuhteissa. Myöhemmin kävi ilmi, että tällainen aineen alkuperäisen koostumuksen muunnelma johtaa ristiriitaan havaintojen kanssa. Tosiasia on, että universumin laajenemisen aikana neutronit läpikäyvät beetahajoamisen protoneiksi , elektroneiksi ja antineutriinoiksi . Tuloksena oleva protoni yhdistyy neutronin kanssa muodostaen deuteronin . Atomiytimien komplikaatioreaktiot jatkuvat, kunnes muodostuu alfahiukkanen - heliumatomin ydin . Tämän seurauksena kaikki aine muuttuu heliumiksi. Tämä johtopäätös on jyrkästi ristiriidassa havaintojen kanssa. Tiedetään, että tähdet ja tähtienvälinen kaasu koostuvat pääasiassa vedystä , eivät heliumista. Näin ollen havainnot hylkäävät kylmäneutronihypoteesin ikiaineesta.
Vuonna 1947 G. A. Gamov loi mallin kuumasta maailmankaikkeudesta , joka oli alkuvaiheessa täynnä suurella määrällä fotoneja ja jolla oli siten korkea entropia. Tämän mallin puitteissa oli mahdollista rakentaa onnistunut primaarisen nukleosynteesin malli , jonka avulla on mahdollista saada teoreettisesti kemiallisten alkuaineiden keskimääräinen runsaus universumissa havaintojen mukaisesti. Tämä malli ennusti myös CMB :n olemassaolon, jonka lämpötila oli useita kelvinejä ja joka löydettiin kokeellisesti vuonna 1965. Tämä löytö sai lopulta kosmologit vakuuttuneeksi siitä, että kuuma malli oli oikea.