核合成
宇宙的化学组成基本上是非常简单的。大多数已知的宇宙物质是以氢的形式存在的，氢是所有化学物质中最简单的结构，包含一个单质子原子核。宇宙中超过75％的物质是这种简单的形式。除了氢，宇宙中大约25％（以质量为衡量单位）的物质成分是氦-4，它是一种稳定的氦同位素，其原子核中有两个质子和两个中子。另外有两种稀有的元素，所占比重大约为氦-4的大约十万分之一。其中一种是氘或常称的重氢，它的原子核由一个质子和一个中子组成。另一种是氦的轻同位素氦-3，与其重同位素相比，氦-3少了一个中子。最后是锂-7，它作为小的示踪元素其丰度仅占氢的百亿分之一。以上化学组成是怎么来的呢？
从20世纪30年代起我们已经知道恒星燃烧氢作为其核燃料。在这个过程中，恒星也合成了氦和其他元素。但是我们知道仅靠恒星自身是无法产生上面提到的少量轻元素的。首先在恒星过程中，氘的破坏速度比其生成速度逐渐加快，因为恒星中的强辐射场将氘分解成质子和中子。在恒星内部比氦-4重的元素的形成相当容易，但是观测到的氦-4的比例太高，通常的恒星演化理论无法解释。
有趣的是阿尔弗（Alpher）、贝特（Bethe）和伽莫夫（Gamow）早在20世纪40年代就认识到了单独用恒星过程解释氦丰度的困难，而正是他们提出了一个模型认为核合成出现在宇宙演化早期。由于这个模型中的难题，特别是氦的超产，使得阿尔弗和赫曼在1948年想到，在核合成时期应该存在一个非常强的辐射背景。他们估计这个背景的温度现在大约是5K，与我们目前所知的差距不大，尽管它的提出比宇宙微波背景发现约早15年。
对原始火球中产生轻核的相对量的计算需要假设宇宙在相应的演化时期的一些属性。除了弗里德曼模型中的一般假设外，还需要假设早期宇宙经历温度超过10亿度的热平衡阶段。在大爆炸模型中这发生在非常早的阶段——最初的几秒钟内。除此以外，计算是很直接的，而且可以利用最初为模拟热核爆炸编制的计算机程序代码来实现。
在核合成开始前，质子和中子通过弱核相互作用进行持续地互相转换（核相互作用稍后将详细讨论）。只要质子和中子处于热平衡状态，质子和中子的相对数量是可以计算出来的。当弱相互作用足够快以保持热平衡，质子和中子比率根据周围不断变冷的环境持续调整，但是在某些临界点上，弱核反应不足，比率不再能调整。这种时刻，质子和中子比率被“封冻”在一个特定的值（大约每6个质子1个中子）。这种比率是确定氦-4的最终丰度的基矗要将质子和中子加在一起制造氦，必须先制造氘。但是我已经提到氘很容易被辐射破坏。如果一个氘核被一个光子击中，它就被分解为质子和中子。当宇宙非常热时，氘在刚被制造后就会被破坏。这个困难被称作氘瓶颈。当这种核“堵车”存在，氦是不可能被制造的。另外，在此之前被封冻的中子开始衰变，其寿命大约是10分钟。因此衰变的结果是，能够参与后续氦的制造的中子数量略有减少。
当辐射场的温度降到10亿度以下时，辐射的强度不足以分解氘，氘将保持足够长的时间等待进一步反应的出现。两个氘核可以合并，去掉一个中子就制造了氦-3。氦-3可以捕获一个氘核并去掉一个质子制造氦-4。这两个反应非常快，结果是所有中子在氦-4产生后被用尽，只剩了中间产物氘和氦-3的残留。氦-4的丰度自然就按照需要占了质量的25％左右。同时，算出的中间原子核的数量也和观测接近。所有这些反应都发生在原始火球的最初几分钟。
这似乎是该理论的巨大成功，的确也如此。但是来自大爆炸的核丰度的详细计算结果与观测到的元素丰度仅在某个关键参数的特定值一致，这个参数是宇宙的重子－光子比率。只有当这个数为百亿分之一时，整个模型才可以成立。也就是每百亿个光子有一个质子或中子。我们可以使用已知的微波背景温度来计算宇宙中有多少光子，这可以非常准确地计算出来。由于我们知道使核合成理论成立所需要的重子－光子率，我们可以用这个适当值来计算重子的数目。结果是重子物质的数量仅约占宇宙封闭所需物质数量的百分之几。
