ビッグバン元素合成
バリオン合成が終了し、陽子や中性子が安定して存在する温度にまで下がったビッグバンから約3分後になって、ビッグバン元素合成が開始した。これらの粒子の相対的な存在量は、宇宙の平均温度が時間の経過とともに変化する熱力学的な条件に依存している。熱力学と宇宙の膨張による温度の変化から、その時点の温度での陽子と中性子の割合を計算することができる。その結果、原子核合成が始まった初期には中性子1つに対して陽子7つが存在し、その比は原子核合成終了後になっても一定であったことが分かった。
ビッグバン元素合成の特徴の1つは、そのエネルギーでの物質の振る舞いを支配する物理法則や物理定数が非常に良く理解されていることであり、そのため宇宙の初期を特徴付ける不確かさに欠ける。もう1つの特徴として、原子核合成の過程は、その前に何が起こったかには関係なく、この段階が始まった時点での条件によって決定される。
宇宙は膨張するにつれて冷えてくる。自由な中性子と陽子はヘリウム原子核よりも不安定なため、中性子と陽子からヘリウム4を作る方向に進む。しかし、ヘリウム4の形成には重水素の中間状態を経由する必要がある。原子核合成が起こり始めた時には、温度が十分高く、粒子当たりの平均エネルギーが重水素の結合エネルギーよりも高かったため、できた重水素はすぐに崩壊してしまった。そのため、ヘリウム4の形成は重水素が安定に存在できる温度(T=約0.1MeV)に下がるまで待たなければならなかった。この温度になると突然、元素の生成が爆発的に始まった。その後すぐ、ビッグバンが起こって20分後に宇宙の温度は核融合が起こる程度にまで低下した。この時点で元素の存在比は固定し、三重水素等の放射性同位体が崩壊するだけになった。