放眼望去，我們地球上存在著各種各樣的物質(zhì)形式，從元素周期表最氫的元素到最重的元素，充滿著豐富的多樣性，但我們知道這些元素都來自太陽系前幾代的恒星，并非來自宇宙大爆炸本身。宇宙誕生后只為我們提供了92%的氫原子和8%的氦原子，還有少量的鋰、鈹。那么問題來了，宇宙誕生后，溫度那么高，密度那么大，為什么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？
在宇宙誕生的早期，只有由光子以及物質(zhì)基本粒子（包括物質(zhì)的和反物質(zhì)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(fā)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(chuàng)生，隨時湮滅。隨著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并因此冷卻下來。
在僅僅經(jīng)過了大約1秒鐘后，宇宙的溫度就下降到了“只有”大約110億攝氏度的水平?！袄洹钡竭@個程度，已經(jīng)讓“粒子—反粒子對”不再繼續(xù)形成了。由于物質(zhì)和反物質(zhì)擁有彼此相反的電荷，所以一旦相碰就會相互湮滅。鑒于當前宇宙中的星系主要是由物質(zhì)（而非反物質(zhì)）構(gòu)成的，我們認為當年大量的反物質(zhì)已經(jīng)與數(shù)量相等的物質(zhì)相接觸而湮滅掉了，留下的物質(zhì)只是在當初的輻射粒子（包括光子、中微子等）的“轟炸”中幸存的很小一部分，其幸存比例也許僅為十億分之一。
這樣留下來的物質(zhì)粒子包括質(zhì)子、中子和電子，但由于此時宇宙的溫度仍然較高，它們暫時還無法彼此聯(lián)結(jié)起來。但是，如果一個具有足夠能量的質(zhì)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(zhuǎn)變?yōu)橹凶踊蛘咧形⒆?。相反的過程同樣可能發(fā)生：中子和中微子碰擊，也可以變身為質(zhì)子和電子。
當宇宙的溫度還足夠高的時候，這兩種反應(yīng)會以基本相等的概率發(fā)生，所以我們得到了一個質(zhì)子和中子大約各占物質(zhì)之50%的、初始的物質(zhì)宇宙（當然這個宇宙里還需要相應(yīng)數(shù)量的電子去平衡質(zhì)子的電荷，以保證整體上的電中性）。這肯定說得通，因為質(zhì)子和中子的質(zhì)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(zhì)量只比一個靜止質(zhì)子的質(zhì)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(jié)點之后再過大約1/3秒，溫度就微妙地降到了低于上述質(zhì)量差值的水平（這句話看似費解，但沒有錯，見后文），此時質(zhì)子與電子碰擊變成中子和中微子的那個反應(yīng)發(fā)生的難度就增加了，其發(fā)生頻率開始低于其他反應(yīng)。為何會有這樣的現(xiàn)象？
由于宇宙的溫度隨著其擴展而不斷下降，各種粒子的動能也會降低，“質(zhì)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(zhì)子多的那點質(zhì)量。但此時中子和中微子若相碰，暫時還是足以變成質(zhì)子和電子的（盡管這一反應(yīng)此后也終會因溫度繼續(xù)下降而更難發(fā)生）。上述差異導(dǎo)致初始的物質(zhì)宇宙中50：50的質(zhì)子與中子之比，在宇宙年齡達到幾秒鐘之后就變成了大約85：15，質(zhì)子的數(shù)量近乎中子的6倍。
這之后，發(fā)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(yīng)生成質(zhì)子和電子的水平（其逆向反應(yīng)此前也已停止），盡管如此，此時的溫度仍足以讓質(zhì)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(dǎo)致核融合反應(yīng)的發(fā)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(zhì)子和一個中子，而氘核的形成乃是核聚變反應(yīng)鏈條的第一環(huán)，這個鏈條不啟動，就產(chǎn)生不了更重的元素。要形成氘核，就要讓一個質(zhì)子和一個中子聯(lián)結(jié)起來，且二者聯(lián)結(jié)之后的總質(zhì)量將比聯(lián)結(jié)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，若后者攜帶的能量大于形成氣核所需的結(jié)合能，氘核就又會被打回成單獨的質(zhì)子和中子。即便輻射粒子帶有的能量的平均值已經(jīng)遠遠低于氣核所需的結(jié)合能，氘核被毀壞的速度仍然高于其形成的速度（不要忘記，宇宙中每對應(yīng)于一個質(zhì)子，就有不少于十億個光子），因此這個階段的宇宙仍然充斥著自由質(zhì)子和自由中子。
自由質(zhì)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?？墒?，自由中子是不穩(wěn)定的！盡管自由中子已經(jīng)是各種不穩(wěn)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(zhì)子與中子之比從50：50變成85：15只用了大約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(zhì)子和中子的水平，卻耗費了不少于3分鐘的時間。在這段時間里，不少自由中子會衰變：一個自由中子會分解成一個質(zhì)子、一個電子和一個中微子（在更為特別的情況下，出現(xiàn)的是反電子中微子）。到了氘核可以穩(wěn)定地由質(zhì)子和中子生成的時期，宇宙中的物質(zhì)里接近 88% 是質(zhì)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?wù)撽P(guān)于宇宙中的質(zhì)子和中子形成的這些細節(jié)？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(zhì)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，才能明白在第一顆恒星誕生之前，元素是如何（以及以何種數(shù)量）得以存在的。這是你繼續(xù)向下閱讀的基礎(chǔ)。
當宇宙溫度下降到“僅剩”約攝氏800萬度的時候，氘核終于可以在形成之后穩(wěn)定下來了。此后，質(zhì)子和中子大量結(jié)合，以奇快的速度變成新的氘核。在又過了大約4分鐘后，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！由于溫度依然很高、密度依然很大，有些氘核又與一個新的質(zhì)子結(jié)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(zhì)子、一個中子）的核。另一些氘核則與一個中子結(jié)合，形成基本穩(wěn)定的氚核，即一個質(zhì)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?yōu)楹?4（即兩個質(zhì)子、兩個中子）。
如果是氦-3與氘結(jié)合成氦-4，就剩下一個質(zhì)子；如果是氚與氘結(jié)合成氦-4，就剩下一個中子。這些暫時孤獨的質(zhì)子和中子，就回到了反應(yīng)鏈的始端。但比氦-4更重的元素呢？人們試過把一個質(zhì)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(yù)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?yōu)楹?4。結(jié)果，由質(zhì)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(wěn)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(wěn)定的原子核（哪怕再加一個中子變成鈹-9也來不及）。由于這個階段的核聚合反應(yīng)消耗了將近 4分鐘的時間，其間宇宙已經(jīng)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(jié)束，所有幸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?shù)暮硕忌俚每蓱z（處于“痕量”水平），高于4號的元素則完全不會留存。
寥寥數(shù)秒內(nèi)完成的這個由質(zhì)子和中子聚合為氦的過程，給宇宙留下了 75%至76%的質(zhì)子（即氫核）和24%至25%的氦-4核。這個比例是按質(zhì)量計算的，如果按核的數(shù)量算，則有92%的質(zhì)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%。（至于鈹核，絕大部分都是鈹-7，這種核的半衰期是53天，會衰變成鋰-7。）由于此時溫度和能量都已足夠低，各種原子核都已經(jīng)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(xù)數(shù)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(shù)百萬年時光里保持了不變，直到第一顆恒星誕生的時候。
