Studený počáteční vesmír je hypotéza, že primární hmota vesmíru v počáteční fázi jeho vývoje sestávala ze studených neutronů a měla nulovou entropii ( ) a nulový náboj leptonu ( ).
Hypotéza vznikla ve 30. letech 20. století při absenci specifické teorie superhustého stavu, která by za takových podmínek umožňovala určovat jaderné reakce . Později se ukázalo, že taková varianta výchozího složení hmoty vede k rozporu s pozorováními. Faktem je, že během expanze vesmíru budou neutrony podléhat beta rozpadu na protony , elektrony a antineutrina . Výsledný proton se spojí s neutronem a vytvoří deuteron . Komplikační reakce atomových jader budou pokračovat, dokud nevznikne alfa částice – jádro atomu helia . V důsledku toho se veškerá hmota změní na helium. Tento závěr je v ostrém rozporu s pozorováními. Je známo, že hvězdy a mezihvězdný plyn se skládají hlavně z vodíku a ne z helia. Pozorování tedy odmítají hypotézu studených neutronů o prvotní hmotě.
V roce 1947 vytvořil G. A. Gamov model horkého vesmíru , který byl v raných fázích naplněn velkým množstvím fotonů a měl tak vysokou entropii. V rámci tohoto modelu bylo možné sestavit úspěšný model primární nukleosyntézy , který umožňuje teoreticky získat průměrnou abundanci chemických prvků ve vesmíru v souladu s pozorováním. Tento model také předpověděl existenci CMB s teplotou několika kelvinů , která byla experimentálně objevena v roce 1965. Tento objev nakonec přesvědčil kosmology, že horký model byl správný.