Que las abundancias observadas en el Universo son consistentes con estos números se considera una fuerte prueba de la teoría del Big Bang.
La nucleosíntesis del Big Bang empieza sobre un minuto después del Big Bang, cuando el Universo se ha enfriado lo suficiente como para formar protones y neutrones estables después de la bariogénesis.
Las abundancias relativas de estas partículas siguen los argumentos termodinámicos sencillos, combinados con el hecho de que la temperatura media del Universo cambia a través del tiempo (si las reacciones necesarias para alcanzar el termodinámicamente favorecido equilibrio, los valores son demasiado pequeños comparados con los cambios de temperatura provocados por la expansión, las abundancias permanecerían en algún valor específico sin equilibrio).
[2] En estos momentos (era leptónica), el Universo era una mezcla de diferentes partículas, donde la proporción aproximada entre bariones y fotones era η = 10-10.
En esta fase, el ritmo de expansión del Universo era mayor que las escalas de tiempo de las diversas interacciones (electromagnética, fuerte o débil) y por tanto las reacciones nucleares se llevaban a cabo tanto en un sentido como en otro, y se mantenía por tanto el equilibrio entre especies.
A los 0,1 segundos el Universo se había enfriado hasta una temperatura de 3·1010 K (unos 4 MeV).
La existencia de inhomogeneidades habría tenido una enorme repercusión en la nucleosíntesis primordial.
En este momento la síntesis del deuterio se produjo en cantidades apreciables y comenzó la nucleosíntesis primordial.
Poco después la mayor parte de neutrones se integraron dando lugar al 4He.
Este misterio fue resuelto en gran parte postulando la existencia de la materia oscura.
Además, proporciona una prueba importante para la teoría del Big Bang.
Si la abundancia de Helio observada es muy diferente del 25 %, entonces esto supondría un serio problema para la teoría.
Durante unos cuantos años a mediados de los años 1990, las observaciones sugerían que este podría ser el caso, causando que los astrofísicos hablaran sobre una crisis del Big Bang nucleosintético, pero las observaciones posteriores fueron consistentes con la teoría del Big Bang.
La única razón de que la Nucleosíntesis no convierta todo el deuterio del Universo en He-4 es que la expansión del Universo lo enfrió y cortó esta conversión poco antes de completarse.
No hay procesos post-Big Bang que produzcan significantes sumas de deuterio.
Si se asume que todo el Universo consiste en protones y neutrones, la densidad del Universo es tal que gran parte del deuterio observado se habría quemado dando He-4.
Lo que este proceso necesitaría es que la temperatura fuera lo suficientemente caliente como para producir deuterio, pero no lo suficiente como para producir He-4 y que este proceso inmediatamente se enfriara a temperaturas no nucleares después de no más de unos cuantos minutos.
Estos intentos de producir deuterio fallaron, pero inesperadamente produjeron otros elementos ligeros.
Para probar estas predicciones, es necesario reconstruir las abundancias primigenias como sea posible, por ejemplo observando objetos astronómicos en que la muy pequeña nucleosíntesis estelar ha tomado lugar (como ciertas galaxias enanas) u observando objetos que están muy lejos y así se pueden ver en una etapa muy temprana de su evolución (como quasares distantes).
Esto se ha hecho satisfactoriamente para poner límites a la masa de un neutrino tau.