於我們不能直接地觀察到。然而，如果中微子不是零質量，而是如蘇聯在1981年進行的一次沒被證實的實驗所暗示的，自身具有小的質量，我們則可能間接地探測到它們。正如前面提到的那樣，它們可以是“暗物質”的一種形式，具有足夠的引力吸引去遏止宇宙的膨脹，並使之重新坍縮。
在大爆炸後的大約100秒，溫度降到了10億度，也即最熱的恆星內部的溫度。在此溫度下，質子和中子不再有足夠的能量逃脫強核力的吸引，所以開始結合產生氘（重氫）的原子核。氘核包含一個質子和一箇中子。然後，氘核和更多的質子中子相結合形成氦核，它包含二個質子和二箇中子，還產生了少量的兩種更重的元素鋰和鈹。可以計算出，在熱大爆炸模型中大約4分之1的質子和中子轉變了氦核，還有少量的重氫和其他元素。所餘下的中子會衰變成質子，這正是通常氫原子的核。
1948年，科學家喬治·伽莫夫和他的學生拉夫·阿爾法在合寫的一篇著名的論文中，第一次提出了宇宙的熱的早期階段的影象。伽莫夫頗有幽默——他說服了核物理學家漢斯·貝特將他的名字加到這論文上面，使得�