本文發表於《大眾科學》的前部落格網路，反映了作者的觀點，不一定反映《大眾科學》的觀點
我們理所當然地認為存在一張元素週期表，其中有許多元素（最近統計為 118 種），我們可以從中構建我們周圍的世界。但是，當宇宙以大爆炸開始時，它最初沒有任何元素。構成地球和地球上人類的許多元素必須在恆星內部的核熔爐中產生，並且只有在恆星到達生命盡頭時才被釋放出來。事實上，只有像氫和氦這樣的輕元素是在宇宙開始時產生的。我們可以利用我們對粒子反應方式的瞭解，推算出這些元素在大爆炸後幾分鐘內是如何形成的。
阿爾法、貝特、伽莫夫...
“似乎只讓阿爾法和伽莫夫署名這篇文章對希臘字母來說是不公平的，所以在準備列印稿時，加入了漢斯·A·貝特博士（缺席）的名字”
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——喬治·伽莫夫，《宇宙的創造》（1952 年）
當拉爾夫·阿爾法在 1948 年為他的博士論文答辯時，有 300 多人前來觀看。論文答辯通常不會引起如此多的興奮，至少在答辯人直系親屬之外不會，但這一次卻與眾不同。
在完成博士學位之前，阿爾法和他的導師喬治·伽莫夫共同撰寫並發表了一篇論文，認為大爆炸會產生氫、氦和其他元素，並具有一定的丰度。幽默的伽莫夫認為，發表一篇作者名字與“alpha”和“gamma”如此相似的論文，而不包含“beta”是不合適的——幸運的是，伽莫夫的朋友漢斯·貝特很樂意幫忙，並將他的名字新增到了論文中。貝特確實審閱了手稿，並在後來研究了彌補最初論文缺點的理論。
這篇論文於 1948 年 4 月 1 日發表在《物理評論》上。它題為“化學元素的起源”，描述了一個過程，宇宙中所有已知的元素都可能在大爆炸後不久就產生了。它建立在伽莫夫之前的研究基礎上，伽莫夫認為元素的起源“是原始物質的連續累積過程，受到快速膨脹和冷卻的抑制”——換句話說，不同的原子是透過一次向原子核新增一個核子而製成的，然後在宇宙變得太冷時停止了這個過程。
阿爾法和伽莫夫（在貝特的少量幫助下）提出了早期宇宙的景象，其中所有物質都是高度壓縮的“中子湯”，其中一些中子能夠逃逸並衰變為質子和電子，隨著宇宙的膨脹和密度降低。他們認為，這些新的質子可以捕獲中子，共同構成氘核——氘核是氫的一種同位素，它有一個質子和一箇中子。然後，他們推斷了這個想法，並表示要製造更重的原子核，只需捕獲另一個核子即可。
但這比這稍微複雜一些。他們的想法適用於氦之前的元素——並且確實產生了氫和氦，氫和氦共同構成了宇宙中 99% 的物質，其比例正確，可以解釋它們的丰度——但是當你試圖將五個核子放在一起時，它就失敗了。沒有任何元素的穩定同位素具有五個核子。阿爾法和伽莫夫的理論依賴於將每個元素作為通往下一個元素的墊腳石，因此它被這條資訊阻礙了前進的步伐。
儘管如此，這是朝著正確方向邁出的重要一步，並且由於氫和氦佔了宇宙的很大一部分，因此確實描述了宇宙的大部分。當時，該理論也被認為是重要的。似乎在阿爾法論文答辯室裡的 300 人中，就有《華盛頓郵報》的人。在他的演講結束後，他們刊登了一篇題為“世界在 5 分鐘內開始，新理論”的文章。
大爆炸核合成
自從阿爾法、貝特和伽莫夫發表他們的論文以來，宇宙學家在早期宇宙中輕元素的形成方面做了更多的工作。這個過程現在有了一個名稱：大爆炸核合成。
在大爆炸後的最初幾秒鐘內，宇宙非常熱和稠密，使其完全電離——所有的質子、中子和電子都自由移動，沒有聚集在一起形成原子。僅僅在三分鐘後，當宇宙從 1032 度冷卻到 109 度時，輕元素的形成才可能開始。
此時，電子仍然自由漫遊，只有原子核才能形成。質子在技術上是第一個原子核（當與電子結合時，它們構成氫原子），而氘核是第二個。氘核是氘的原子核，是在質子和中子融合並釋放光子時形成的。
氘核和中子可以融合形成一個氚核，它有一個質子和兩個中子。當氚核遇到質子時，兩者可以結合成一個氦核，它有兩個質子和兩個中子，稱為 He-4。通往氦的另一條路徑是氘核和質子結合成一個氦核，它有兩個質子，但只有一箇中子，He-3。當 He-3 遇到中子時，它們可以融合形成一個完整的氦核 He-4。這些反應的每一步也會釋放一個光子。
光子發射可能是一個緩慢的過程，並且有一組反應可以使氘核更快地產生氦核，因為它們繞過了光子的發射。它們從融合兩個氘核開始，最終結果是一個 He-4 核以及一個質子或一箇中子，具體取決於具體路徑。
鋰和鈹的產量也很少。整個過程在大爆炸後的 20 分鐘內結束，當時宇宙變得太冷和稀疏，無法形成原子核。
輕元素的丰度可以使用一個量來預測——核合成時重子的密度。重子是由三個夸克組成的粒子，例如質子和中子。使用大爆炸核合成預測的重子密度，宇宙的總質量將是 25% 的氦、0.01% 的氘，而鋰甚至更少。這些原始丰度可以被測試，而且，當然，已經被測試過了。在宇宙中，氦的丰度從未低於 23%。這是大爆炸的主要證據。
在大爆炸核合成中形成的原子核必須等待很長時間才能與電子結合形成中性原子。當中性氫最終在大爆炸後 380,000 年形成時，宇宙微波背景 (CMB) 輻射被髮射出來。
阿爾法和他的同事羅伯特·赫爾曼在 1940 年代後期預測了 CMB 的存在，當時他們意識到遺蹟輻射將是電子與原子核覆合的副作用。CMB 現在為我們提供了一種方法，可以透過對重子密度的獨立測量來複核我們的工作。透過觀察 CMB 的波動，我們發現重子密度可以給出正確的輕元素丰度——看來我們確實瞭解宇宙開始後僅僅幾分鐘內發生的事情。
參考文獻
Alpher, R., Bethe, H., & Gamow, G. (1948). 化學元素的起源 《物理評論》, 73 (7), 803-804 DOI: 10.1103/PhysRev.73.803