太初核合成的历史

在1940年代，乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔菲开始进行太初核合成的演算。他们与汉斯·贝特一起出版了《Alpher-Bethe-Gamow报告》，在讨论会上概要的说明光子-元素如何在早期的宇宙产生。

到了1970年代，在计算太初核合成的重子密度时遇到了主要的难题，观测到的数量少于依据扩张的速率计算所得，而这个难题在加入暗物质的假设后，大部分都被解决了。

重元素

太初核合成未能制造出比铍重的元素，被认为是缺乏由8个核子组成的稳定原子核形成了瓶颈。在恒星，瓶颈是经由3个氦核（He-4）的碰撞生成碳（3氦过程）。然而，这个过程是非常缓慢的，需要数万年的时间才能将足够数量的氦转换成碳，因此在大爆炸之后的几分钟内能有的贡献是微不足道的。

引氦 (He-4)

不论宇宙的初始条件为何，太初核合成预测氦质量的原始丰度为25%。只要宇宙的温度够高，氢核和中子能够很容易的相互转换，而比率取决于它们的的相对质量，大约是1 个中子相对于7个质子（氢核，考虑一些中子蜕变为质子）。一旦温度降得够低，中子会迅速的与相等数量的质子结合成氦（He-4）。氦是非常稳定的，暨不会蜕变也不会结合成更重的原子核。所以每16个核子（2个中子14个质子）中的4个（25%）结合成氦核。可以这样比喻，氦好比是灰烬，当一块燃烧中的木头有足够数量的灰烬之后，燃烧的速率会变得缓慢甚至停止。

氦的丰度是很重要的，因为宇宙中多出来的氦可以用恒星核合成来解释。另一方面，这也为大爆炸理论提供一个重要的测试。如果观测到的氦丰度与25%有很大的差异，则将对此一理论提出严峻的挑战。因为氦是很难蜕变的，所以这是一个特别的假设情况：如果早期的氦丰度低于25%。在几年前，1990年代中期，观测上得到的就是如上的情况，因而天文物理学家对太初核合成有所议论，但是进一步的观测与大爆炸的理论是一致的。

氘

氘在许多方面都是与氦相对的，氦是非常稳定与不易蜕变的，而氘不仅非常不稳定也极易蜕变。因为氦是非常的稳定，因此两个氘有结合成氦的强烈倾向。太初核合成未能将所有的氘转换成氦，唯一的原因就是宇宙膨胀使温度下降，在未全部完成前就切断了转换。与氦不同的结果是，氘的数量对温度是非常敏感的，宇宙的密度越高，氘转换成氦的数量也越多，能残留下来的氘也越少。虽然目前仍不知道大爆炸的过程制造与残留下多少可供辨识的氘，不过对于氘丰度的观测，建议宇宙不是无穷的老，这与大爆炸的理论是相符的。

在1970年代，主要的努力在发现氘可能产生的程序。结果，除此之外还发现生成氘同位素的方法。问题是，当在宇宙中整体的氘浓度与大爆炸模型一致时，它显得太高而不能与宇宙模型中假设的其他的氢核和中子一致。如果假设宇宙中包含所有的氢核和中子，以宇宙的密度，目前所观测到的氘绝大多数都应该已经燃烧成氦（He-4）。

在观测到的氘和观测到的宇宙扩张速率上的不一致，导致对氘可能产生过程的深入研究。经过10年的努力之后，一致认为这些过程是不太可能的，并且现在用来解释氘丰度的标准是宇宙不完全只有重子，还有非重子的物质（像是所知的暗物质）组成绝大部分的物质宇宙。这样的解释与演算的结果也是一致的，宇宙除了由为数众多被观测到的质子和中子组成之外，还有更多有待观测的树丛。

经由核合成产生氘的另一种程序是非常困难的。什么样的过程需要足够高的温度能够生成氘，却又不足以产生氦，并且温度又还要在几分钟之内立刻降低至不足以让反应继续下去，同时还要在它再发生之前，又需要清除掉已经生成的氘。

由核裂变生成氘也是困难的。这儿的问题再度是氘受到核子过程的支配，而且原子核的碰撞可能导致核子的被吸收，自由中子或是α粒子的发射。在1970年代，企图使用宇宙射线散裂产生氘，这些企图都失败了，但却意外的产生了其他的轻元素。