Nukleosynthese

Für Temperaturen grösser als K liegen alle Nukleonen als freie Teilchen vor, wenn sich Deuterion bildet, wird es sofort von den hochenergetischen Photonen wieder zerstört. (Bem. es gibt sehr viel mehr Photonen als Baryonen ). Erst wenn die Temperatur genügend klein ist, ist die Dichte der Photonen mit Energie grösser als 2.2 MeV so klein, dass Deuterion gebunden bleibt (). In den folgenden Reaktionen werden praktisch alle Neutronen in gebunden, der Massenanteil von beträgt etwa 25. Diese Vorhersage der Kosmologie wurde durch Messungen eindrucksvoll bestätigt.

• Baryonenkonzentration
  grösser: späterer Abbruch, kleinerer Rest Deuterium Deuterium kann umso effizienter gebildet werden, je kleiner das Photon/Barion Verhältnis ist. Deswegen liefert der gemessene Wert der Häufigkeit von einen Schätzwert für und somit auch , da die Photondichte aus der Hintergrundstrahlung bekannt ist. Noch empfindlicher auf sind allerdings D, und .
• Zahl der Neutrinofamilien
  grösser: schnellere Expansion, mehr Neutronen, mehr Helium
  Die Zeit zwischen dem Ausfrieren des n/p Verhältnis und dem Einsetzen der Nukleosynthese - und damit die Anzahl Neutronen, die zur Verfügung stehen - hängt von der Expansiosrate ab. Diese umgekehrt ist stark ahängig von der Anzahl relativistischer Teilchen, insbesonders von der Anzahl Neutrinos. Die Messung ist kompatibel mit 3 Neutrinofamilien().
• Starke Wechselwirkung
  stärker: Mehr Neutronen zu Helium, kleinerer Rest Deuterium. Eventuell 2He stabil
  schwächer: Weniger Neutronen zu Helium, grösserer Rest Deuterium, eventuell sogar Deuterium instabil
• Elektromagnetische Wechselwirkung
  stärker: Mehr Neutronen, aber weniger Neutronen zu Helium, größerer Rest Deuterium. schwächer: Weniger Neutronen, aber mehr Neutronen zu Helium, kleinerer Rest Deuterium. Eventuell 2He stabil
• Schwache Wechselwirkung
  stärker: Weniger Neutronen, Eventuell 2He stabil schwächer: Mehr Neutronen, Eventuell bleibt kein Wasserstoff übrig

Aus den gemesssenen Häufigkeiten schliesst man .