在0.8MeV（1.24s）这个时刻，数密度近似稳定下来的质子和中子会发生核反应（比如说一个质子加一个中子到一个氘核和一个光子:p+n—D+A），D的结合能约是2MeV，如果光子的能量高于这个值，则上述过程维持热平衡（可逆的），
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上一回说到，我们从今天（137亿年）逆着时间之矢跑回到10^19GeV（10^-43S）的地方，挥一挥衣袖和大爆炸大叔作别，然后一路逛奔到0.1GeV（10^-4s），看到了夸克结合成强子，直到这时候强子的运动速度很慢，在成对儿的湮灭，湮灭到了22MeV（10^-3s）时，它们的数密度开始稳定下来（退耦），存在正反物质不对称的问题……这时候环顾四周，你会发现我们的时间战车的乘客不觉中已经少了一大半儿，那些絮絮叨叨的高能粒子物理学家们早就下车了：
对奇点感兴趣的在Plank尺度转悠，念念有词G弦D膜额外维；对中微子感兴趣的有一些在10^11GeV（10^-28s）玩跷跷板（事关右手中微子，在粒子物理标准模型里本身是没有右手中微子的，左手中微子因此没有质量，但是实验表明左手中微子有很小的一个质量。人们希望通过在比如说10^11GeV能标处加一个右手中微子，使得中微子获得质量，因为所加的右手中微子给左手中微子那么小质量的方式是把自己的质量除在分母上，以一个大质量得一个小质量，故称为翘翘板机制）；在1TeV（10^-18s）附近的是热衷超对称和其它类型新物理的（超对称是时空的对称性，是时空的旋量表示对物质的限制，标准模型的所有粒子都有所谓伴子，费米子的板子是玻色子，玻色子的板子是费米子。如果没有超对称，我们将不能很好的理解，为什么有且仅有费米子和玻色子的区分。）；然后到了200GeV（10^-11s）左右就是上一回我们提到的粒子物理标准模型显山显水的地方了，一大群高能物理学家在这个地方拿着放大镜的找——上帝粒子（标准模型中所有的粒子的质量都来源于它，它是标量玻色子，有名的LHC试验很大任务就是发现它）。大体就是这样，你会看到这些人在这段能区上面反反复复的自言自语，打架聊天在纸上写满古怪符号让纸很难受，这就是高能物理学家。
而我带你们继续走，我们现在所在的是22MeV（10^-3s）的位置，这时候正反重子的湮灭稳定下来，由于假设正反重子数密度在湮灭发生前已经有小的不对称，加上其它一些假设，使得这时候宇宙中的重子主要是正的比如说是质子、中子，而不是其反粒子。今天的观测表明重子数密度和光子数密度的比值在10^-10量级（通过今天的实物数密度和光子数密度的比值，以及二者的能量比值得到，实物数密度中的重子数密度基本可用质子和中子的数密度取代）。而在稳定下来的重子中，最轻的是中子（0.940GeV)和质子（0.938GeV），它们二者之间通过弱相互作用保持化学平衡（比如说一个质子加一个电子到一个中子和电子中微子这个过程：p+e—n+v），二者的数密度之比满足Boltzmann分布，是宇宙温度和二者质量差的函数，随着温度降低，这个比值越来越小。宇宙在不断的膨胀中，和前面讲过的正反种子成对湮灭的退耦过程类似，在约0.8MeV（1.24s）的时刻，中质比值稳定下来，大约是1:7。从粒子物理标准模型知道，质子基本是稳定不衰变的，但是中子要衰变（887s），因此从比值稳定下来的时刻算起，因为中子在持续衰变，中质比实际上还在减小。后面我们会看到这个比值的意义所在。
在0.8MeV（1.24s）这个时刻，数密度近似稳定下来的质子和中子会发生核反应（比如说一个质子加一个中子到一个氘核和一个光子:p+n—D+A），D的结合能约是2MeV，如果光子的能量高于这个值，则上述过程维持热平衡（可逆的），净D数密度很少，但伴随宇宙温度下降，高能光子数密度成指数下降（类似前段中质比的计算），随着宇宙温度下降高能光子数密度越来越少，到约0.1MeV（100s）的时候，积累的D核已经足够多，可以开始进一步的核反应了（比如说一个氘核加一个质子到一个氦3加一个光子：D+p—He+A，等等）。原子核反应发生的很快，通常是破坏热平衡的，因此上述核反应链条很快终结在了0.01MeV（10^4s）的时刻，另外由于原子量为5和8的原子核都很不稳定，因此简单说来，当这系列核反应结束过后，宇宙中有3/4的氢离子和1/4的He4离子，之所以是离子状态而不是原子状态，是因为一般原子的电离能是十几个电子伏特（ev），在0.01MeV核反应终止的温度条件下，宇宙中有足够多的高能光子使解离原子。现在的观测可以比较准确的测定He4的丰度（它在气体中的质量百分比），而对这个百分比的理论计算依赖于两个因素，从形式上看只依赖于前段提到的中子质子数密度比（这个比值其实依赖于计算数密度稳定那一温度下宇宙中辐射成分的熵密度，这个熵密度和中微子的代数有关，就是有几个中微子。在标准模型中有三个。），与这个比值成正比。但实际上我们已经知道这个比值实际上一直处于变化状态中，从0.8MeV（1.24s）时的1:7到氘核开始链式核反应的0.1MeV（100s）约100s间，中子在持续的衰变，因此我们需要的是有效的中质比。而这个有效的中质比和重子数密度与光子数密度的比值相关，因为这个比值越大，氘核开始核反应的时间就越早，意味着中子的衰变时间越短，有效中质比越大，最后的He4产额越大。
宇宙用一部电影都不到的时间，完成了元素的初步合成，这时间是0.01MeV（10^4s），宇宙中充满了氢离子和的He4离子，其它重元素的形成是再久以后的事情，在恒星阶段发生了。好了你可能已经迫不及待想知道，恒星是如何形成，但在此之前，还要经过一些过程。我们快进一下，前一回提到过宇宙学中“辐射”和“实物”的定义，通过对现在宇宙中实物密度和辐射密度的反推（今天这个比值约是6000，其中重子物质和辐射物质的质量密度比约为700，余下的实物你猜是什么？），大约在1ev（10^12s,3万年）的时候，实物粒子的质量密度和辐射粒子的质量密度等量。而在0.3eV（2万年）刚才提到的氢离子变成氢原子，原因前段也提到过，因为能解离核外电子的高能光子数密度呈指数迅速衰减。宇宙温度越来越低，实物密度越来越大，能称之为辐射粒子的只有光子了，而光子则会在约0.25eV（2.4万年）通过电磁相互作用退耦，形成微波背景辐射。
停在0.25eV（2.4万年）的时间上，宇宙中此刻充满了氢原子和氦原子的气体，还有光子的背景辐射。这和我们现在的宇宙相差甚远，星系，恒星，黑洞是怎样形成的呢？
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