宇宙大爆炸后100秒左右发生的宇宙范围内的核反应被称为原初核合成，为
宇宙大爆炸理论的组成部分，其对
氦丰度的解释与观测符合很好。
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。