太初核合成
概念：太初核合成（BBN）是物理宇宙学的一个概念，指宇宙在早期阶段产生H-1（最常见，也是最轻的氢同位素，只有单独的一个质子）之外原子核的过程。太初核合成在大爆炸之后只经历了几分钟，相信与一些较重的同位素的形成，如氘（H-2或D）、氦的同位素（He-3和He-4）、锂的同位素（Li-6和Li-7），的形成有密切的关系。除了这些稳定的原子核之外，还有一些不稳定的放射性同位素在太初核合成之际也形成了：氚（H-3）、铍（Be-7和Be-8）。这些不稳定的同位素不是蜕变就是融合成前述其它的稳定同位素。（所有这些原子核通常表示为NX，此处X = 这些元素的标准名称，N = 原子量的数值，但是这儿将简单的标示为X-N。）
特性：太初核合成有两项重要的特征：
1. 它仅持续了大约17分钟（从空间扩张开始的第3分钟至第20分钟），之后，宇宙的温度和密度下跌至核聚变所需要的。太初核合成期间的短促是很重要的，因为它防止了比铍重的原子核生成，同时也允许未燃烧的氘存在。
2. 它是普遍的，充斥在整个宇宙。
进行计算太初核合成作用的关键参数是光子与重子的比率。这个参数与宇宙早期的温度和密度相关，能够让我们确定核聚变发生的条件，并由此导出元素的丰度。虽然光子对重子的比率在确定元素的丰度上非常重要，但数值精确与否对整个宇宙图型产生的变化很小。无须变动大爆炸理论本身的主要架构，太初核合成的结果以质量表示的丰度为大约75%的H-1、25%的He-4、0.01%的氘，和总量仅可供辨识的微量锂（只有10-10），并且没有其他的重元素。宇宙被观测到的元素丰度与理论数值的一致性，被认为是大爆炸理论最有力的证据。
在这个领域习惯上是使用质量的百分比，因此25%的He-4意味着氦占有25%的质量，但是He-4的原子数目仅有总数的8%。
[1]序列：太初核合成开始于大爆炸开始之后的一秒钟，当宇宙降温至足以形成稳定的氢核和中子的重子产生过程之后。这些微粒的相对丰度只是简单的遵循热力学的论述，与随着时间的过去而改变的宇宙平均温度结合（如果与宇宙扩张的温度变化速率比较，反应要达到热力学上偏爱的平衡值是太慢的，丰度依然是一些特殊的不稳定平衡值）。结合热力学和由宇宙扩张带来的变动，可以计算在当时的温度下，中子和氢核在数量上的相对值。这个数值是倾向氢核的，因为中子的质量较大，导致中子以15分钟的半衰期蜕变成质子。太初核合成的一个特性是处理物质行为所遵循的物理定律和常数是很容易被理解的，并且太初核合成缺乏在宇宙早期生命中某些随机的不确定性。另一个特点是核合成的过程取决于宇宙生命在这个阶段开始的条件，与在此之前发生的一切都毫不相关。
当宇宙膨胀时温度也随之降低，自由中子和质子的稳定性不如氦核（He-4），因此氢核和中子有合成氦核的强烈倾向。然而，形成氦核之前必然会先形成中间产物的氘核。当核合成发生时，当时的温度让微粒的平均能量高于氘的束缚能；因此所有的氘在形成之后立刻又被毁坏掉（此情况称为氘的形成瓶颈）。因此，氦核的形成被延后至宇宙的温度低至氘能稳定的存在之后（大约是温度在0.1百万电子伏特），这时元素突然的爆增。紧接着，在大爆炸的三分钟之后，宇宙变得太凉快，以致所有的核聚变都可以发生。在这个时间点上，元素的丰度被固定了，只有少数太初核合成产生的放射性产物，像是氚（H-3）继续蜕变。
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。[2]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）组成绝大部份的物质宇宙。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。
观测测试和状态:太初核合成的理论已经对轻元素——氘、氦（He-3和He-4）、锂（Li-7）——的生成给了详细的数学描述。特别是，这些理论产生精确的定量性的预测，即这些元素混合物的原始丰度。
为了验证这些预测，必须尽可能必要的忠实重建原始丰度，例如经由观测很少发生恒星核合成的天体（矮星系）或是观察非常遥远的天体（类星体），因而能看见宇宙在非常早期发展时的状态。
如上所述，在太初核合成的标准图形中，所有轻元素的丰度取决于所有能被观察到的普通物质（重子）相对于辐射（光子）的比率。由于宇宙是均值的，重子对光子的比率只有单一的数值。长久以来，这意味着在太初核合成理论和观测的对抗上，你必须问：所有对轻元素的观测能否解释重子对光子的唯一比率？或是更精准的说，考虑到预测和观测两者之间最佳的精确值，你可以要求：所有观测到的重子对光子的比率，有没有在一定的范围之内？
最近，问题改变了：威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景辐射的精密观测，给了重子对光子比率的一个独立数值。使用这个数值，太初核合成预测的轻元素丰度与观测的是否相符（一致）？
目前已经有资格这样的回答问题：对氦（He-4），有很好的一致性；对（He-3）和氘（对丰度的测量）比以前要好；锂（Li-7），观测和预测有着相同的数量级，但还有两倍的差异。然而，是否要重新检讨对锂丰度的假设，不如先检视我们在恒星物理和太初核合成的理论上，何者的缺陷较多。在这个层次上取得一致的协议或保证，才能在现在宇宙论上获得令人感动与深思的成功：太初核合成将现代的宇宙（大约140亿岁老）向前回朔至大约一秒钟年龄的状况下，而且结果与观测能够一致。
非标准的太初核合成:除了标准的太初核合成理论之外，还有许多非标准的太初核合成理论，不能将它们与非标准宇宙论混淆：非标准太初核合成假设大爆炸曾经发生，但插入了其它的物理量以观察对元素丰度的影响。这些加入的片段物理条件包括放宽或解除均质的做法，或是加入新的微粒，如有质量的中微子。
已经，并且继续用各种不同的理由研究非标准的太初核合成。首先，最主要是历史的影响，要解决太初核合成在理论与观测上的不一致性。这点已经被证明是效果有限的，因为经由更好的观测可以结绝不一致的问题；而且在很多的情况下，试图改变太初核合成的条件，反而导致更多观测与理论预测上的不一致。其次，在21世纪初，那些主要的非标准太初核合成理论，都需要置入未知或有风险的物理条件。例如，标准的太初核合成不需要假设异于寻常的假想微粒造成太初核合成的混乱，你加入一个假设的微粒（例如有质量的中微子）以观察在之前太初核合成的丰度在预测和观测非常不同的数值。这曾经有效过，因为加入的是质量极低的τ中微子。