氦是宇宙中第二輕的元素，但它在宇宙中的豐度卻極其驚人，約占總元素質(zhì)量的四分之一，而大爆炸理論則正確地預(yù)測了氦的豐度。

大爆炸理論認(rèn)為，宇宙是從一個(gè)極其炎熱和密集的點(diǎn)中產(chǎn)生的。然而，這個(gè)點(diǎn)包含了宇宙的全部能量和物質(zhì)，它們以基本粒子的形態(tài)存在，構(gòu)成了一個(gè)被稱為“粒子湯”的狀態(tài)。這些基本粒子包括夸克、膠子、光子和中微子。在這個(gè)初期階段，光子和其他粒子之間的碰撞非常頻繁，以至于光子幾乎無法自由移動(dòng)。中微子，盡管通常很難與其他粒子相互作用，此時(shí)也被頻繁的碰撞所束縛。

隨著宇宙的不斷膨脹，溫度逐漸下降。在這個(gè)過程中，夸克和膠子逐漸結(jié)合，形成了質(zhì)子和中子。這些新形成的粒子是構(gòu)成原子核的基本單位。宇宙的膨脹并沒有停止，隨著溫度的進(jìn)一步降低至101?K時(shí)，中微子開始獲得更長的自由行程，它們不再像之前那樣頻繁地與其他粒子碰撞。這個(gè)過程被稱為中微子的退耦，意味著中微子開始從粒子湯中分離出來，成為宇宙中自由移動(dòng)的粒子。(www.ws46.coM)

在溫度降至大約10?K時(shí)，宇宙進(jìn)入了一個(gè)新的階段——原初核合成。在這個(gè)階段，宇宙的溫度和壓力適宜于原子核的形成。質(zhì)子和中子開始結(jié)合，形成了氫和氦等輕元素。由于氦-4非常穩(wěn)定，在當(dāng)時(shí)的條件下就逐漸累積起來，直到中子被耗盡為止。

那么，我們?nèi)绾我源藖砉烙?jì)氦的豐度呢？事實(shí)上，這里還有一個(gè)關(guān)鍵點(diǎn)，就是原初核合成之前質(zhì)子和中子數(shù)。我們知道，質(zhì)子和中子可以通過弱力相互轉(zhuǎn)化：p e?n ν，其中p為質(zhì)子，n為中子，e為電子，ν為中微子。在中微子退耦后，中微子就很少再參與作用了，因此我們可以認(rèn)為相互轉(zhuǎn)化的過程就消失了。

但是，這個(gè)相互轉(zhuǎn)化的過程并不是等概率的，由于中子的質(zhì)量比質(zhì)子稍大，因此中子變?yōu)橘|(zhì)子的過程比逆過程更容易發(fā)生。因此我們可以知道，最終中子的數(shù)量比質(zhì)子的數(shù)量肯定要來得少。事實(shí)上，我們可以通過玻爾茲曼關(guān)系得到中子數(shù)與質(zhì)子數(shù)的比例：

其中Δm就是中子和質(zhì)子的質(zhì)量差，k是玻爾茲曼常數(shù)，而T是中微子退耦時(shí)的宇宙溫度。如果我們把這些數(shù)據(jù)代入上面的公式，我們可以得到大約七分之一的結(jié)果。事實(shí)上，如果我們要得到更精確的中子數(shù)和質(zhì)子數(shù)的比例，我們還要考慮自由中子的衰變。因?yàn)槲覀冎乐凶拥膲勖s為800秒，而原初核合成時(shí)大約是宇宙大爆炸后100秒，隨意我們不能忽略它的影響?？紤]到中子的衰變，我們得到的比例會(huì)稍小于七分之一。

原初核合成時(shí)，兩個(gè)質(zhì)子配兩個(gè)中子形成氦，直到中子被用完為止。因此，我們可以得到，氦核的數(shù)量是此前中子數(shù)量的一半。考慮到氦核有4個(gè)核子，并且設(shè)每個(gè)核子的質(zhì)量為單位1（此時(shí)忽略質(zhì)子和中子的質(zhì)量微小差異），我們就可以得到氦的豐度γ公式為：

當(dāng)我們把七分之一代入上式后，我們會(huì)得到氦的豐度γ為四分之一。

近些年來，科學(xué)家使用各種技術(shù)精心地測量氦的豐度。一種方法是分析來自低金屬豐度星系中恒星形成區(qū)的遠(yuǎn)距離光譜中氫和氦的譜線。這些星系原始而未受恒星世代的影響，提供了一個(gè)了解宇宙原始成分的窗口。另一種方法是利用對(duì)宇宙微波背景輻射的觀測，這是大爆炸本身的微弱回聲，它包含了關(guān)于早期宇宙成分的線索。

觀測到的氦豐度與理論預(yù)測值非常一致，有力地驗(yàn)證了標(biāo)準(zhǔn)模型的正確性。如果氦的豐度與預(yù)測值存在明顯偏差，則需要對(duì)大爆炸理論進(jìn)行修正。此外，通過精確測量氦的豐度，我們可以推斷出宇宙早期的一些關(guān)鍵參數(shù)，例如宇宙的膨脹率、物質(zhì)密度等，從而更好地理解宇宙的早期演化過程。