放眼望去，我们地球上存在着各种各样的物质形式，从元素周期表最氢的元素到最重的元素，充满着丰富的多样性，但我们知道这些元素都来自太阳系前几代的恒星，并非来自宇宙大爆炸本身。宇宙诞生后只为我们提供了92%的氢原子和8%的氦原子，还有少量的锂、铍。那么问题来了，宇宙诞生后，温度那么高，密度那么大，为什么没有融合出重元素呢？今天我们就来说下：大爆炸的核合成是咋回事？
正反物质湮灭时期
在宇宙诞生的早期，只有由光子以及物质基本粒子（包括物质的和反物质的）组成的等离子体辐射，而且这些东西在以近乎光速的疯狂速度“暴走”，可以称为“原生汤”。粒子之间的撞击几乎每时每刻都在发生。在充沛的能量支持下，大量的“粒子一反粒子对”也在随时创生，随时湮灭。随着所有这些纷乱的活动，这个炽热、紧密的宇宙也在以一种难以置信的速度扩张并因此冷却下来。
在仅仅经过了大约1秒钟后，宇宙的温度就下降到了“只有”大约110亿摄氏度的水平。“冷”到这个程度，已经让“粒子—反粒子对”不再继续形成了。由于物质和反物质拥有彼此相反的电荷，所以一旦相碰就会相互湮灭。鉴于当前宇宙中的星系主要是由物质（而非反物质）构成的，我们认为当年大量的反物质已经与数量相等的物质相接触而湮灭掉了，留下的物质只是在当初的辐射粒子（包括光子、中微子等）的“轰炸”中幸存的很小一部分，其幸存比例也许仅为十亿分之一。
质子和中子的比例变化
这样留下来的物质粒子包括质子、中子和电子，但由于此时宇宙的温度仍然较高，它们暂时还无法彼此联结起来。但是，如果一个具有足够能量的质子与电子相碰的话，且碰撞的能量级别也够的话，它们可以转变为中子或者中微子。相反的过程同样可能发生：中子和中微子碰击，也可以变身为质子和电子。
当宇宙的温度还足够高的时候，这两种反应会以基本相等的概率发生，所以我们得到了一个质子和中子大约各占物质之50%的、初始的物质宇宙（当然这个宇宙里还需要相应数量的电子去平衡质子的电荷，以保证整体上的电中性）。这肯定说得通，因为质子和中子的质量相差无几，二者所含的能量也几乎是相等的：一个静止中子的质量只比一个静止质子的质量多出0.138%。
这些事实带来了一些有趣的状况。首先，在上述时间节点之后再过大约1/3秒，温度就微妙地降到了低于上述质量差值的水平（这句话看似费解，但没有错，见后文），此时质子与电子碰击变成中子和中微子的那个反应发生的难度就增加了，其发生频率开始低于其他反应。为何会有这样的现象？
由于宇宙的温度随着其扩展而不断下降，各种粒子的动能也会降低，“质子一电子对”在相碰时最终会因能量不够高而“凑不出”中子比质子多的那点质量。但此时中子和中微子若相碰，暂时还是足以变成质子和电子的（尽管这一反应此后也终会因温度继续下降而更难发生）。上述差异导致初始的物质宇宙中50：50的质子与中子之比，在宇宙年龄达到几秒钟之后就变成了大约85：15，质子的数量近乎中子的6倍。
氘瓶颈
这之后，发生了第二件重要的事情：宇宙的温度下降到了足以停止中子和中微子反应生成质子和电子的水平（其逆向反应此前也已停止），尽管如此，此时的温度仍足以让质子和中子聚合在一起。是的，这时宇宙的温度和密度还是能导致核融合反应的发生的，但是密集的辐射“轰炸”会带来一个叫作“氘瓶颈”的问题（氘也叫“重氢”，是氢的同位素）。
氘的原子核含有一个质子和一个中子，而氘核的形成乃是核聚变反应链条的第一环，这个链条不启动，就产生不了更重的元素。要形成氘核，就要让一个质子和一个中子联结起来，且二者联结之后的总质量将比联结之前减轻大约 0.2%。但是在此时宇宙纷乱的辐射“弹雨”之中，氘核刚刚形成就会被辐射粒子击中，若后者携带的能量大于形成气核所需的结合能，氘核就又会被打回成单独的质子和中子。即便辐射粒子带有的能量的平均值已经远远低于气核所需的结合能，氘核被毁坏的速度仍然高于其形成的速度（不要忘记，宇宙中每对应于一个质子，就有不少于十亿个光子），因此这个阶段的宇宙仍然充斥着自由质子和自由中子。
自由质子虽然暂时不能通过聚合而形成更重的原子核，但它们至少不会被毁灭，所以可以等待下去。可是，自由中子是不稳定的！尽管自由中子已经是各种不稳定的单体粒子中最长寿的了，但其平均寿命也达不到15分钟。
虽然宇宙中的质子与中子之比从50：50变成85：15只用了大约3秒，但要说辐射温度降到不会再把刚形成的氘核打散成质子和中子的水平，却耗费了不少于3分钟的时间。在这段时间里，不少自由中子会衰变：一个自由中子会分解成一个质子、一个电子和一个中微子（在更为特别的情况下，出现的是反电子中微子）。到了氘核可以稳定地由质子和中子生成的时期，宇宙中的物质里接近 88% 是质子，而以中子形式存在的只有12%多一点。
你可能很好奇：为何我会如此注重谈论关于宇宙中的质子和中子形成的这些细节？毕竟在当时那一片超级高温的、急速扩张的辐射之海中，它们好像显得微不足道。但是，请不要忘了，质子和中子是所有种类的原子核的“砖石”，只有理解刚才那些过程，才能明白在第一颗恒星诞生之前，元素是如何（以及以何种数量）得以存在的。这是你继续向下阅读的基础。
大爆炸后核融合开始
当宇宙温度下降到“仅剩”约摄氏800万度的时候，氘核终于可以在形成之后稳定下来了。此后，质子和中子大量结合，以奇快的速度变成新的氘核。在又过了大约4分钟后，自由中子就很快地消亡殆尽了。但宇宙的变化显然没有在此停滞！由于温度依然很高、密度依然很大，有些氘核又与一个新的质子结合了，形成了氦元素的一种同位素——氦-3（其原子核含有两个质子、一个中子）的核。另一些氘核则与一个中子结合，形成基本稳定的氚核，即一个质子、两个中子的原子核。不论是氦-3 核还是氚核，都可以和另一个氘核相互作用，变为氦-4（即两个质子、两个中子）。
如果是氦-3与氘结合成氦-4，就剩下一个质子；如果是氚与氘结合成氦-4，就剩下一个中子。这些暂时孤独的质子和中子，就回到了反应链的始端。但比氦-4更重的元素呢？人们试过把一个质子或一个中子加进去以求形成锂-5 或氦-5。这虽然确实可以得到预期的原子核，但其只能存在不到10^-21秒钟，几乎是一刹那就会衰变为氦-4。结果，由质子和中子组成的、原子量达到5的原子核没有任何一种是稳定的。
人们也试过让两个氦-4 聚合在一起成为一个铍-8，这也能成功，而且新核的维持时间稍长了一些，但也不会超过10^-16秒就会变回氦-4。这种稍纵即逝的过程，使得铍-8 来不及变成更重的、稳定的原子核（哪怕再加一个中子变成铍-9也来不及）。由于这个阶段的核聚合反应消耗了将近 4分钟的时间，其间宇宙已经变得更冷、更弥散了，所以就不再能形成任何比氦更重且有实际意义的原子核了。
到这段时间结束，所有幸存的中子基本都加入氦-4 核里了，所以此间能形成的元素周期表第3号元素锂、第4号元素铍的核都少得可怜（处于“痕量”水平），高于4号的元素则完全不会留存。
总结
寥寥数秒内完成的这个由质子和中子聚合为氦的过程，给宇宙留下了 75%至76%的质子（即氢核）和24%至25%的氦-4核。这个比例是按质量计算的，如果按核的数量算，则有92%的质子和8%的氦-4核。残留下的氘和氦-3 则各有大约0.001%，锂也有残留，但少到了0.0000001%。（至于铍核，绝大部分都是铍-7，这种核的半衰期是53天，会衰变成锂-7。）由于此时温度和能量都已足够低，各种原子核都已经不会再被破坏，同时也不再有新种类的原子核生成，这种局面会持续数百万年。
上述整个过程就是宇宙中最轻的几种元素的诞生过程，也被称为“太初核合成”，当代顶级的观测者们几乎都认可这一推演。而这个过程留下的各种元素的比例，也在接下去的数百万年时光里保持了不变，直到第一颗恒星诞生的时候。
