放眼望去，我們地球上存在着各種各樣的物質形式，從元素周期表最氫的元素到最重的元素，充滿着豐富的多樣性，但我們知道這些元素都來自太陽系前幾代的恆星，並非來自宇宙大爆炸本身。宇宙誕生後只為我們提供了92%的氫原子和8%的氦原子，還有少量的鋰、鈹。那麼問題來了，宇宙誕生後，溫度那麼高，密度那麼大，為什麼沒有融合出重元素呢？今天我們就來說下：大爆炸的核合成是咋回事？
正反物質湮滅時期
在宇宙誕生的早期，只有由光子以及物質基本粒子（包括物質的和反物質的）組成的等離子體輻射，而且這些東西在以近乎光速的瘋狂速度“暴走”，可以稱為“原生湯”。粒子之間的撞擊幾乎每時每刻都在發生。在充沛的能量支持下，大量的“粒子一反粒子對”也在隨時創生，隨時湮滅。隨着所有這些紛亂的活動，這個熾熱、緊密的宇宙也在以一種難以置信的速度擴張並因此冷卻下來。
在僅僅經過了大約1秒鐘後，宇宙的溫度就下降到了“只有”大約110億攝氏度的水平。“冷”到這個程度，已經讓“粒子—反粒子對”不再繼續形成了。由於物質和反物質擁有彼此相反的電荷，所以一旦相碰就會相互湮滅。鑒於當前宇宙中的星系主要是由物質（而非反物質）構成的，我們認為當年大量的反物質已經與數量相等的物質相接觸而湮滅掉了，留下的物質只是在當初的輻射粒子（包括光子、中微子等）的“轟炸”中倖存的很小一部分，其倖存比例也許僅為十億分之一。
質子和中子的比例變化
這樣留下來的物質粒子包括質子、中子和電子，但由於此時宇宙的溫度仍然較高，它們暫時還無法彼此聯結起來。但是，如果一個具有足夠能量的質子與電子相碰的話，且碰撞的能量級別也夠的話，它們可以轉變為中子或者中微子。相反的過程同樣可能發生：中子和中微子碰擊，也可以變身為質子和電子。
當宇宙的溫度還足夠高的時候，這兩種反應會以基本相等的概率發生，所以我們得到了一個質子和中子大約各占物質之50%的、初始的物質宇宙（當然這個宇宙里還需要相應數量的電子去平衡質子的電荷，以保證整體上的電中性）。這肯定說得通，因為質子和中子的質量相差無幾，二者所含的能量也幾乎是相等的：一個靜止中子的質量只比一個靜止質子的質量多出0.138%。
這些事實帶來了一些有趣的狀況。首先，在上述時間節點之後再過大約1/3秒，溫度就微妙地降到了低於上述質量差值的水平（這句話看似費解，但沒有錯，見後文），此時質子與電子碰擊變成中子和中微子的那個反應發生的難度就增加了，其發生頻率開始低於其他反應。為何會有這樣的現象？
由於宇宙的溫度隨着其擴展而不斷下降，各種粒子的動能也會降低，“質子一電子對”在相碰時最終會因能量不夠高而“湊不出”中子比質子多的那點質量。但此時中子和中微子若相碰，暫時還是足以變成質子和電子的（儘管這一反應此後也終會因溫度繼續下降而更難發生）。上述差異導致初始的物質宇宙中50：50的質子與中子之比，在宇宙年齡達到幾秒鐘之後就變成了大約85：15，質子的數量近乎中子的6倍。
氘瓶頸
這之後，發生了第二件重要的事情：宇宙的溫度下降到了足以停止中子和中微子反應生成質子和電子的水平（其逆向反應此前也已停止），儘管如此，此時的溫度仍足以讓質子和中子聚合在一起。是的，這時宇宙的溫度和密度還是能導致核融合反應的發生的，但是密集的輻射“轟炸”會帶來一個叫作“氘瓶頸”的問題（氘也叫“重氫”，是氫的同位素）。
氘的原子核含有一個質子和一個中子，而氘核的形成乃是核聚變反應鏈條的第一環，這個鏈條不啟動，就產生不了更重的元素。要形成氘核，就要讓一個質子和一個中子聯結起來，且二者聯結之後的總質量將比聯結之前減輕大約 0.2%。但是在此時宇宙紛亂的輻射“彈雨”之中，氘核剛剛形成就會被輻射粒子擊中，若後者攜帶的能量大於形成氣核所需的結合能，氘核就又會被打回成單獨的質子和中子。即便輻射粒子帶有的能量的平均值已經遠遠低於氣核所需的結合能，氘核被毀壞的速度仍然高於其形成的速度（不要忘記，宇宙中每對應於一個質子，就有不少於十億個光子），因此這個階段的宇宙仍然充斥着自由質子和自由中子。
自由質子雖然暫時不能通過聚合而形成更重的原子核，但它們至少不會被毀滅，所以可以等待下去。可是，自由中子是不穩定的！儘管自由中子已經是各種不穩定的單體粒子中最長壽的了，但其平均壽命也達不到15分鐘。
雖然宇宙中的質子與中子之比從50：50變成85：15隻用了大約3秒，但要說輻射溫度降到不會再把剛形成的氘核打散成質子和中子的水平，卻耗費了不少於3分鐘的時間。在這段時間裡，不少自由中子會衰變：一個自由中子會分解成一個質子、一個電子和一個中微子（在更為特別的情況下，出現的是反電子中微子）。到了氘核可以穩定地由質子和中子生成的時期，宇宙中的物質里接近 88% 是質子，而以中子形式存在的只有12%多一點。
你可能很好奇：為何我會如此注重談論關於宇宙中的質子和中子形成的這些細節？畢竟在當時那一片超級高溫的、急速擴張的輻射之海中，它們好像顯得微不足道。但是，請不要忘了，質子和中子是所有種類的原子核的“磚石”，只有理解剛才那些過程，才能明白在第一顆恆星誕生之前，元素是如何（以及以何種數量）得以存在的。這是你繼續向下閱讀的基礎。
大爆炸後核融合開始
當宇宙溫度下降到“僅剩”約攝氏800萬度的時候，氘核終於可以在形成之後穩定下來了。此後，質子和中子大量結合，以奇快的速度變成新的氘核。在又過了大約4分鐘後，自由中子就很快地消亡殆盡了。但宇宙的變化顯然沒有在此停滯！由於溫度依然很高、密度依然很大，有些氘核又與一個新的質子結合了，形成了氦元素的一種同位素——氦-3（其原子核含有兩個質子、一個中子）的核。另一些氘核則與一個中子結合，形成基本穩定的氚核，即一個質子、兩個中子的原子核。不論是氦-3 核還是氚核，都可以和另一個氘核相互作用，變為氦-4（即兩個質子、兩個中子）。
如果是氦-3與氘結合成氦-4，就剩下一個質子；如果是氚與氘結合成氦-4，就剩下一個中子。這些暫時孤獨的質子和中子，就回到了反應鏈的始端。但比氦-4更重的元素呢？人們試過把一個質子或一個中子加進去以求形成鋰-5 或氦-5。這雖然確實可以得到預期的原子核，但其只能存在不到10^-21秒鐘，幾乎是一剎那就會衰變為氦-4。結果，由質子和中子組成的、原子量達到5的原子核沒有任何一種是穩定的。
人們也試過讓兩個氦-4 聚合在一起成為一個鈹-8，這也能成功，而且新核的維持時間稍長了一些，但也不會超過10^-16秒就會變回氦-4。這種稍縱即逝的過程，使得鈹-8 來不及變成更重的、穩定的原子核（哪怕再加一個中子變成鈹-9也來不及）。由於這個階段的核聚合反應消耗了將近 4分鐘的時間，其間宇宙已經變得更冷、更彌散了，所以就不再能形成任何比氦更重且有實際意義的原子核了。
到這段時間結束，所有倖存的中子基本都加入氦-4 核里了，所以此間能形成的元素周期表第3號元素鋰、第4號元素鈹的核都少得可憐（處於“痕量”水平），高於4號的元素則完全不會留存。
總結
寥寥數秒內完成的這個由質子和中子聚合為氦的過程，給宇宙留下了 75%至76%的質子（即氫核）和24%至25%的氦-4核。這個比例是按質量計算的，如果按核的數量算，則有92%的質子和8%的氦-4核。殘留下的氘和氦-3 則各有大約0.001%，鋰也有殘留，但少到了0.0000001%。（至於鈹核，絕大部分都是鈹-7，這種核的半衰期是53天，會衰變成鋰-7。）由於此時溫度和能量都已足夠低，各種原子核都已經不會再被破壞，同時也不再有新種類的原子核生成，這種局面會持續數百萬年。
上述整個過程就是宇宙中最輕的幾種元素的誕生過程，也被稱為“太初核合成”，當代頂級的觀測者們幾乎都認可這一推演。而這個過程留下的各種元素的比例，也在接下去的數百萬年時光里保持了不變，直到第一顆恆星誕生的時候。
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