更新时间：2024-10-08 09:49
原初核合成涉及的温度约在10^10K至（稍低于）10^9K之间。温度高于这个范围，质子和中子结合为氘核也会被高能光子击碎（光分裂）。由于这一时间段（大爆炸后100秒左右）涉及的物理知识早已在地球上的实验室内得到确证，人们对原初核合成理论有足够的信心。
因为核子密度较低以及宇宙快速膨胀导致反应时间极短（约10^2秒），原初核合成中只有快速的两粒子反应能够发生。首先是质子和中子结合成氘核，多余的能量和动量由一个高能伽马光子带走，继而是一系列后续反应生成氚核，氦3和氦4由于不存在质量数为5的稳定核素，反应链至此中断。氦4作为主要产物逐渐积累，直至数量足够多时核反应才得以继续，结果是在氦4基础上生成的很少一点锂7。由于不存在质量数为8的稳定核素，反应链至此终结。
原初核合成中的第一步是质子同中子结合为氘核。氘核的结合能比氦4的结合能小得多，氦4在温度低于3*10^9K时就会稳定存在，而氘核在这一温度下刚一形成就会破裂，因此真正有意义的核合成过程在温度略小于10^9K时才由于突破了“氘关口”而发生，产物是大量的氦4和微量的氘，氚和锂7（氚不稳定，会自发衰变为氦3）。若以氦4的量为单位，则氘核和氦3的量约为10^-5，锂7约为10^-10。
至于今天宇宙中的各种比锂重的元素，主要是后来在恒星内部的核反应以及超新星爆发中诞生的。恒星内之所以可跳过A=5和A=8的元素而生成重元素，是由于强大的自引力使恒星的核心球的密度很大，并且有足够的反应时间使三粒子碰撞过程得以发生。
原初核合成产生的氦丰度密切依赖于核合成结束前质子和中子的数量之比。
中微子退耦前，质子和中子可通过两个弱相互过程互相转化：
因为中子质量略大于质子和电子质量之和，质子变中子的过程比其逆过程更难发生。