في اللحظات الأولى بعد الانفجار العظيم، تمدد الكون بسرعة هائلة — هذه المرحلة تُسمى التضخم الكوني. حتى الفراغ لم يكن هادئًا حينها: هزّات كمية كانت تُرجّح الحقول، مثلما تُحرك الريح سنابل الحقل. أحد هذه الحقول — حقل هيغز المظلم — ربما انحرف عشوائيًا عن وضعه الأكثر استقرارًا.
عندما انتهى التضخم، بدأ هذا الحقل يتأرجح ويتحلل، مولّدًا جسيمات — فوتونات مظلمة. وأصبحت هذه الجسيمات مرشحة لدور المادة المظلمة. الجسيمات المولودة بهذه الطريقة تحصل على دفعة ابتدائية، لذا تتحرك أسرع من المعتاد. وهذا يفرض قيودًا: الجسيمات السريعة جدًا قد تعيق تكوّن المجرات. لذلك، يجب أن يكون التفاعل بين الفوتونات المظلمة ضعيفًا جدًا — تقريبًا مثل القوة التي تتجاذب بها ريشة خفيفة وريشة أخرى على مسافة كيلومتر.
إذا كانت الفوتونات المظلمة تختلط قليلًا مع الفوتونات العادية، فقد يمكن التقاطها في تجارب مستقبلية — إما عبر توهج خافت في الفضاء، أو عبر ارتجاجات بالكاد ملحوظة في كواشف حساسة. وحتى ذلك الحين، يبقى الحكم الأساسي لعلم الكون: خريطة الإشعاع الخلفي وطيف سحب الهيدروجين البعيدة تحمل بصمة تلك الأحداث القديمة.
استمر التضخم الكوني لجزء ضئيل من الثانية — حوالي 10⁻³⁵ ثانية، لكن خلال هذا الوقت تمدد الكون بمقدار 10²⁶ مرة. لو كبرت حبة رمل بنفس المقدار، لأصبحت بحجم الكون المرصود.