不仅仅是“氦”……在星系间空间，年轻的星系，以及其他恒星聚变没有机会影响物质的地方，氦的相对丰富（在其他事物中）。这与大爆炸后轻元素形成的过程有关。
大爆炸宇宙学的中心前提是，在过去的某个时间点，宇宙极其炎热和稠密。事实上，你可以选择一个你喜欢的温度，如果你回到足够远的时间，宇宙至少会有那么热。然而，随着时间的推移，宇宙膨胀和冷却……事实上，它仍然在这样做。
开始时的高温令人难以置信，其结果之一是重原子不可能存在：它们会立即被四处飞行的高能伽马射线炸裂。因此，有一段时间存在大量的质子、中子和电子，但实际上没有中性原子或复合原子核。
最终，事情冷却到一个点，在这两个进程之间有一点竞争：
- 氘原子核（一个质子，一个中子）可以在不被立即吹散的情况下形成，因此有时间结合在一起形成氦
- 中子衰变的速度比产生它们的速度快。
- 自然的问题是：
在宇宙耗尽自由中子之前，氦能形成多少？
你可以进行计算，结果与观测到的氦的丰度相符。你可以对其他一些轻元素做类似的事情，比如锂和铍（它们的产量相对很小），这些结果也与观察到的丰度相匹配。
所以，虽然这本身并不是结结性的，但大爆炸核聚变计算对轻元素丰度做出了准确的、不容小看的预测，这一事实肯定对它有利。
