生率就落到它们湮灭率之下。这样只剩下很少
电子，而大部分电子和反电子相互湮灭，产生出更多光子。然而，中微子和反中微子并没有互相湮灭掉，因为这些粒子和它们自己以及其他粒子作用非常微弱，所以直到今天它们应该仍然存在。如果
们能观测到它们，就会为非常热早期宇宙阶段图象提供
个很好证据。可惜现今它们能量太低
，以至于们不能直接地观察到。然而，如果中微子不是零质量，而是如苏联在1981年进行次没被证实实验所暗示，自身具有小质量，们则可能间接地探测到它们。正如前面提到那样，它们可以是“暗物质”种形式，具有足够引力吸引去遏止宇宙膨胀，并使之重新坍缩。
在大爆炸后大约100秒，温度降到10亿度，也即最热恒星内部温度。在此温度下，质子和中子不再有足够能量逃脱强核力吸引，所以开始结合产生氘（重氢）原子核。氘核包含个质子和个中子。然后，氘核和更多质子中子相结合形成氦核，它包含二个质子和二个中子，还产生少量两种更重元素锂和铍。可以计算出，在热大爆炸模型中大约4分之1质子和中子转变氦核，还有少量重氢和其他元素。所余下中子会衰变成质子，这正是通常氢原子核。
1948年，科学家乔治·伽莫夫和他学生拉夫·阿尔法在合写篇著名论文中，第次提出宇宙热早期阶段图像。伽莫夫颇有幽默——他说服核物理学家汉斯·贝特将他名字加到这论文上面，使得列名作者为“阿尔法、贝特、伽莫夫”，正如希腊字母前三个：阿尔法、贝他、伽玛，这特别适合于篇关于宇宙开初论文！他们在此论文中作出个惊人预言：宇宙热早期阶段辐射（以光子形式）今天还应在周围存在，但是其温度已被降低到只比绝对零度（273℃）高几度。这正是彭齐亚斯和威尔逊在1965年发现辐射。在阿尔法、贝特和伽莫夫写此论文时，对于质子和中子核反应解得不多。所以对于早期宇宙不同元素比例所作预言相当不准确，但是，在用更好知识重新进行这些计算之后，现在已和们观测符合得非常好。况且，在解释宇宙为何应该有这
多氦时，用任何其他方法都是非常困难。所以，们相当确信，至少直回溯到大爆炸后大约秒钟为止，这个图像是正确无误。
大爆炸后几个钟头之内，氦和其他元素产生就停止。之后100万年左右，宇宙仅仅只是继续膨胀，没有发生什事。最后，旦温度降低到几千度，电子和核子不再有足够能量去抵抗它们之间电磁吸引力，它们就开始结合形成原子。宇宙作为整体，继续膨胀变冷，但在个略比平均更密集区域，膨胀就会由于额外引力吸引而慢下来。在些区域膨胀会最终停止并开始坍缩。当它们坍缩时，在这些区域外物体引力拉力使它们开始很慢地旋转；当坍缩区域变得更小，它会自转得更快——正如在冰上自转滑冰者，缩回手臂时会自转得更快；最终，当这些区域变得足够小，自转速度就足以平衡引力吸
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