Consideriamo i primissimi istanti del Big Bang, quando la temperatura è così alta che la materia è sgretolata nei suoi costituenti più semplici: protoni, neutroni, neutrini, muoni, elettroni e le rispettive antiparticelle. Protoni (p) e neutroni (n) decadono e si riformano continuamente, mantenendo in media una certa abbondanza di equilibrio, tramite le interazioni deboli che coinvolgono elettroni (e^-), antielettroni (e⁺) e neutrini (_e): 

La doppia freccia indica che l’interazione avviene in entrambe le direzioni.
Ad esempio, nel primo caso un antielettrone ed un neutrone danno luogo ad un protone ed un antineutrino, e viceversa.  Man mano che l’universo si raffredda con l’espansione, la rapidità di queste reazioni diminuisce: ad un secondo dal Big Bang il loro tempo scala è maggiore dell’età dell’universo.  Questo vuol dire che i neutrini non sono più in grado di trasformare i protoni in neutroni e viceversa, ed il rapporto tra i numeri di queste due particelle rimane congelato al valore presente a questo tempo. 

Protoni e neutroni si combinano dando luogo al nucleo più semplice, quello del deuterio (²H), che consiste di un protone e un neutrone.  Tuttavia, a temperature dell’ordine di 3.000.000.000 gradi Kelvin (K), quali quelle presenti in questa fase, il deuterio è facilmente dissociato dai fotoni  , sicché questo elemento sopravvive solo in basse abbondanze.
Al diminuire della temperatura, quantità sempre crescenti di nuclei di deuterio sopravvivono e si combinano tra loro o con singoli protoni e neutroni, formando nuclei di elementi leggeri.

A tre minuti dal Big Bang, quando la temperatura è scesa a 300.000.000 K, le reazioni nucleari cessano.  A questo punto circa il 75% della massa della materia ordinaria è composta da nuclei di idrogeno (semplici protoni), ed il 25% da elio (⁴He), composto da due protoni e due neutroni.  Vi sono inoltre scarsissime tracce di ²H, ³He e litio ⁷Li.
Tutti gli elementi più pesanti verranno sintetizzati successivamente all’interno delle stelle.  Le osservazioni in galassie in cui non c’è stata una forte attività stellare (e dunque non inquinate da quest’ultima) confermano le previsioni fornite dal Big Bang e ne rappresentano una delle basi osservative più stringenti.

Gli elementi più pesanti dell’elio prodotti nel Big Bang, pur presenti in deboli tracce, rappresentano tuttavia un importante strumento diagnostico per risalire alla densità di materia ordinaria presente nell’universo.
In particolare, il deuterio riveste una importanza speciale a questo scopo in quanto non viene sintetizzato nelle stelle.  Infatti questo nucleo è assai fragile, e viene facilmente distrutto dai fotoni  presenti nei nuclei stellari.  Inizialmente una certa quantità di deuterio riesce a sopravvivere perché l’espansione dell’universo è così rapida che i fotoni g non fanno in tempo a distruggere tutti i nuclei di ²H.
Per lo stesso motivo non tutti i nuclei di deuterio riescono a fondersi in nuclei di ⁴He.
Se la densità della materia ordinaria è alta il numero di collisioni dei nuclei di deuterio è pure alto, e gran parte di questi ultimi viene trasformato in elio.
Al contrario, per densità minori, sopravvive una maggiore quantità di ²H.
La dipendenza di questo processo dalla densità è forte, come mostrato dalla figura, in cui le abbondanze osservate sono confrontate con quelle previste.  Da questo confronto si risale alla densità di materia barionica, che risulta inferiore alla densità ottenuta studiando la gravità su larga scala di vasti aggregati di materia.  Se ne deduce, pertanto, che gran parte della materia, responsabile di tale gravità, deve essere composta da particelle elementari "esotiche". 

Candidati naturali come componenti della materia scura sono i neutrini.
Essi sono stati osservati da molti anni; la loro massa è incerta, ma sicuramente molto piccola (per lungo tempo si è pensato che fosse nulla, come quella dei fotoni).
Assumendo una massa pari a 10^-8 quella del protone, i neutrini, prodotti in grande quantità nel Big Bang, potrebbero sviluppare la gravità necessaria per formare galassie ed ammassi di galassie.
Alternativamente, la gravità potrebbe originarsi principalmente da particelle pesanti (con una massa maggiore di 40 volte quella del protone) finora non osservate, ma previste dalle attuali teorie sulle particelle elementari.