上個世紀40年代「大爆炸模型」雖然有哈勃等人的觀測證據，有弗裡德曼和勒邁特等人的理論支撐，但是依然有很多人是反對的，為了使「大爆炸模型」被廣泛地接受，有一個問題是不容忽視的，那就是——為什麼有些元素比其他元素更常見！
以地球為例：地心是由鐵元素組成的，地殼則由氧、矽、鋁、鐵元素作為主導，海洋是由氫元素和氧元素構成的，大氣主要是氮和氧。
然而，在宇宙的角度來看，地球的元素豐度並不是典型的，如果把尺度放得大一些，利用光譜學研究星光，「氫」才是宇宙中最豐富的元素，其次是「氦」，它們兩者佔宇宙中所有原子的99%以上，接下來才是氧和碳。
從一個總體的角度來看，越是重的原子在宇宙中的比例也就越低，「永恆宇宙模型」的支持者無法給出一個明確的答案，他們的思路是——宇宙一直就是這樣的，一直就是這樣的元素比例，而且永遠是不變的。
元素豐度對於「永恆宇宙模型」的支持者來說是宇宙的固有屬性，這個答案顯然令人非常不滿意，因為說了等於沒說，如果「大爆炸模型」能夠解釋——宇宙為什麼有著這樣的元素比，那麼相信接受「大爆炸模型」的人就會變得更多了。
不幸的是，當時的「大爆炸理論」並不能解釋宇宙的元素分布
比利時天文學家勒邁特雖然頂著「大爆炸之父」的名譽，雖然他是那個曾經證明了愛因斯坦是錯誤的人，但是他的理論卻與現實背道而馳，在勒邁特的模型中，宇宙始於一個單一的、質量巨大的「原始原子」，它是所有原子的母親，原子世界分裂成一個又一個更小的碎片，而每個碎片又分為更小的碎片。
「大核」是不穩定的，一個質量超重的原子更是極不穩定，它會很快地分裂成為較輕的原子，鐵原子是最穩定的，它是核反應吸收能或者放能的界限。任何比鐵輕的原子核核聚變都能釋放能量，任何比鐵重的原子核核聚變都需要吸收能量。
按照勒邁特的模型，如果萬物是由大原子分裂成為小原子，這個過程應當在鐵原子這一步就結束了，這將導致一個以鐵元素為主的宇宙，而我們都知道這個宇宙是氫和氧所主宰的，因此如果「大爆炸模型」想要得到大家的認可，就一定要能夠解釋「元素的風度」，能夠解釋為什麼宇宙是被氫和氧所主宰的。
物理學家喬治·伽莫夫（George Gamow）是「熱大爆炸宇宙學模型」的創立者，也是最早提出「遺傳密碼模型」的人，伽莫夫與之前提到的一位物理學家關係非常緊密，這個人就是——弗裡德曼，最早提出宇宙可能膨脹的人，弗裡德曼是伽莫夫的博士生導師，學習的正是宇宙模型。
此外，青年時期的伽莫夫還曾經師從玻爾和盧瑟福，這讓伽莫夫既了解宇宙模型又了解核物理，伽莫夫思考「熱大爆炸宇宙學模型」的思路是這樣的——至今為止氫原子依然在宇宙中的數量比例超過90%，那麼能否假想宇宙就是始於「一鍋緻密的、簡單的、向外膨脹的氫原子湯」呢！
伽莫夫首先考慮的是恆星中的氦元素，以我們的太陽為例，太陽每秒能夠產生的氦元素質量是5.8×10噸，這個數字聽起來感覺很大，但是目前太陽中所有氦元素的質量是5×10噸。按照目前恆星中氦生成的速率生成這麼多的氦，需要270億年，當時的熱「大爆炸模型」推算出的宇宙年齡是遠遠小於270億年的，因此伽莫夫得出結論——恆星中的氦元素必定在恆星形成的時候就已經存在，它們有可能是在大爆炸時候產生的，核反應的結果幾乎完全取決於密度和溫度，密度決定了給定體積裡的原子數，密度越高，兩個原子發生碰撞並聚變的可能性也就越大，溫度的增加會使得原子的運動速度也更快，這意味著它們的核更容易發生聚變。
伽莫夫估算了宇宙密度，利用哈勃對宇宙膨脹的測量結果，讓時間向前撥，讓宇宙越來越小，物質越來越緊密，壓縮物質通常會產生熱量。「例如給自行車打氣的時候，用手摸上去就會感到熱。」這樣極早期的宇宙，必然是一個極高溫的環境，極高溫的情況下，所有的物質都破碎成最基本的物質形式。
因此，伽莫夫假設宇宙的初始成分被分離成質子、中子和電子，這是當時物理學家所知道的最基本粒子，伽莫夫稱這種混合為——Ellen。伽莫夫在韋氏詞典中偶然查到的一個詞，這個單詞在英語中當時是已經廢置的單詞了，它的意思是「構成元素的原始物質」。伽莫夫就用這個詞描述了那個溫度非常熱、能量非常大、以至於電子快得根本就無法屬於任何原子核的原始宇宙，就好像一碗包著「滾燙的中子、質子和電子的粒子湯」。
從這碗熱的、緻密的粒子湯出發，伽莫夫試圖將時鐘慢慢地向前撥，來搞清楚中子、質子和電子是如何開始黏在一起，形成我們今天所熟悉的原子核，但是這樣的計算難度還是太大了，在某一時刻宇宙有一個確定的溫度、密度和粒子的組合，但下一刻宇宙就會膨脹了，它的溫度變低、密度變小粒子的組合已經稍有差異了，具體的變化有可能已經發生了核反應而定。伽莫夫雖然是一個非常偉大的物理學家，但數學計算呢卻是他的弱項，核反應計算超出了他的能力，那個時候也不像現在這樣，可以利用計算機編程計算，所以他需要有人在數學方面與他合作。
α、β、γ理論·化學元素的起源
1945年，伽莫夫得到了他最得力的幫手——拉爾夫·阿爾弗（Ralph Alpher）。阿爾弗是一個數學天才，16歲的時候就獲得了麻省理工學院的獎學金，而這方面正好是伽莫夫最薄弱的地方。
與伽莫夫合作以後阿爾弗面臨著重重的困難，極早期的宇宙是如此之熱，能量是如此之高，使得質子和中子的運動快到根本無法束縛在一起，然而過了一會兒，宇宙的溫度便下降到質子和中子不再有足夠的能量或者速度來啟動核反應的地步。同時自由中子的半衰期大約為10分鐘，這意味著有一半的中子在10分鐘後就會消失了，剩下的中子在另外的10分鐘後又會消失一半，除非它們被束縛在氦核這樣的原子核內。此外，還存在一種依賴溫度的核反應，它們可以生成中子，這個過程使得情形進一步的複雜化了。
阿爾弗畢竟也是一個數學天才，而且也得到了不少幫助，例如在計算核反應的過程中，使用了某些在第二次世界大戰中發展出來的第1代計算機，二戰後許多原子彈項目的秘密也得到了公開，可以趁機利用這些珍貴的數據，最終伽莫夫和阿爾弗將他們的計算結果以及結論寫成了一篇題為《化學元素的起源》正式論文提交給物理評論雜誌。
伽莫夫這個人向來以幽默著稱，當他知道他的論文將在1948年4月1日愚人節那天發表出來的時候，就將他的朋友漢斯·貝特(Hans Bethe，1906年7月2日-2005年3月6日)的名字也加入到了這篇論文的作者中，因此這篇論文的作者就變成了阿爾弗、貝特和伽莫夫，這是希臘字母表前三個字母α、β、γ的雙關語，因此這個結論也稱作——「α、β、γ理論」。然而，「α、β、γ理論」中的β也就是貝特，對這個理論絲毫沒有任何的貢獻，這只是伽莫夫的一個小把戲罷了，伽莫夫在文章中加入貝特，多半出於喜劇效果，但這也在一定程度上削弱了人們對阿爾弗貢獻的認知，在三個作者之中伽莫夫是阿爾弗的導師，漢斯·貝特也是「曼哈頓計劃」洛斯阿拉莫斯實驗室理論物理部的主任，負責設計原子彈的專家。
即便是這樣，在阿爾弗畢業論文答辯的時候還是吸引了300多人到場，不僅是朋友、家屬和相關的學者，還包括記者和一些不明真相的群眾，人們都對這位博士取得了一項關於宇宙創生的重大突破，非常感興趣。
「α、β、γ理論」有一個重大的缺陷
根據「α、β、γ理論」，宇宙在創生的最初幾分鐘內，由火球狀態膨脹，而冷卻的時候由一鍋質子、中子和電子「湯」聚變成了75%的氫核和25%的氦核，在那個「大爆炸模型」並沒有得到實質性認可的時候，這一理論與觀測到的宇宙氫與氦的豐度非常一致，那個時代計算機已經開始應用了，經過精確的計算後，證實了早期宇宙創生時刻的氫和氦的相對豐度與觀察到的當前宇宙中的比例基本一致。
因此，「α、β、γ理論」與哈勃發現的宇宙膨脹一起撐起了「大爆炸模型」的重要防線，但是「α、β、γ理論」也不是無懈可擊，它還有一個重大的缺陷，就像哈勃發現宇宙膨脹並不能解釋宇宙的年齡為什麼會小於地球的巖石年齡一樣，「α、β、γ理論」也不能解釋比氦更重的元素是如何生成的。
最初伽莫夫和阿爾弗準備先將這個問題放在一邊打算以後再解決，但事實上他們很快就意識到了，他們的研究已經進入到了一個死胡同中，試圖用「大爆炸的熱」來合成任何比氦還重的核，似乎是不可能的。
我們見過2個輪子的車，見過3個輪子的，見過4個輪子的，但是你一定沒有見過5個輪子的車，就像車子不能有5個輪子一樣，5個核子的原子核也是不存在的，核子是對原子核中任何組成部分的總稱，它包括質子和中子，常見的氫原子中只有1個質子，它是1個核子的原子，氫的另外兩種同位素氘和氚分別多出1個中子和2個中子，它們是2個核子和3個核子的原子，常見的氦，包括2個質子和2個中子，加起來有4個核子，但是5個原子的原子核並不存在的，它本質上是不穩定的，這是複雜的核內相互作用力 結果。
然而在不穩定的5核子外還有一系列穩定的核，例如碳，它通常有12個核子氧，通常有16個核子等等，然而為什麼缺乏5核子的核對伽莫夫和阿爾弗就是災難性的呢？
從輕核變換到重核的路徑上，包括1個或者多個中間的步驟，如果其中某一步不被允許，那麼整個路徑就將堵塞，取得較重的原子核的明顯路徑，是向氦核中添加1個質子或者中子生成5個核子的核，但這是完全不允許的核類型。
一種解決方案是讓1個氦核同時吸收1個中子或者1個質子，從而跳過不穩定的5核子的核，直接生成穩定的6核子的鋰核，它是3個質子和3個中子組成的核子。然而1個質子和1個中子同時以完全正確的方式擊中氦核的機會微乎其微，這種核反應很難觸發，因此想要兩個碰撞正好同時發生的願望太過於牽強。
另外跳過5核子步驟的方法是，讓2個「4核子」的氦核生成1個「8原子的核」，但出於5核子和不穩定的同樣理由，這種「核」也是不穩定的，於是由氦核變為重核的最明顯的兩條路徑已經完全被堵死了。
「黃金時代·物質處於等離子態」
雖然重原子的核合成遇到了問題，但阿爾弗開始跟另外一名叫 羅伯特·赫爾曼(Robert Hermann，1914年-1997年)的同事合作開展了大爆炸理論另外一個方面的研究工作。阿爾弗和赫爾曼根據「大爆炸模型」重溫了宇宙的早期歷史，在宇宙的極早期階段，純粹是一種混沌狀態，能量太大使得物質的顯著變化都無法實現，接下來的幾分鐘非常關鍵，可稱為「黃金時代」，不太熱也不太冷，恰到好處的溫度形成了氦等輕核，從此宇宙變得太冷，阻止了一切的聚變，但宇宙的溫度仍有大約100萬攝氏度，這導致所有的物質都將以一種「等離子態」的形式而存在著。
等離子態
物質除了固態、液態和氣態以外，還有一種物質狀態被稱為「等離子態」，當我們看到閃電、流星、打開等離子電視，看到部分高溫的火焰燃燒的時候，它們都處於等離子態，在茫茫無際的宇宙空間裡，等離子態是一種普遍存在的狀態，宇宙中大部分發光的星體內部溫度和壓力都很高，這些星球內部的物質差不多都處於等離子態。
在固態、液態和氣態物質中，電子圍繞著原子核旋轉，而在等離子態中，原子中的電子會擺脫原子核的束縛，從而變成自由電子，而原子則因失去電子而變成帶正電的離子。
在宇宙大爆炸之後的一段時間內，大概是1個小時以後，雖然已經不能繼續核反應了，但由於溫度依然很高，宇宙仍然是一鍋由簡單的原子核和自由的電子混合成的等離子湯，在這鍋湯中，光很容易與帶電粒子相互作用，所以光會不斷地被等離子中的粒子散射，如果光線被大量散射的時候，我們就無法看清楚物體的相貌。
同樣的在等離子態的宇宙中，光子不斷被碰撞、被吸收、又重新發射，所以即使我們能夠回到那個時代，我們也什麼都看不見，因為光只有從一個地方直線傳播到我們的眼睛中，我們才能夠看見。
宇宙什麼時候從黑暗走向光明
伽莫夫團隊考慮到，隨著宇宙的繼續膨脹，它的溫度會繼續下降，當溫度逐漸降低到等離子體無法繼續存在的時候，電子就會被束縛在原子核上，形成穩定的、中性的氫原子和氦原子，對於氫和氦從等離子體到原子的轉變，大約發生在3000攝氏度的條件下，伽莫夫團隊估計宇宙要冷卻到這個溫度，大約需要30萬年的時間。突然有那麼一個時刻形成了氫和氦的中性原子，籠罩在整個宇宙空間中的霧霾突然就消失了，只喜歡帶電粒子而不與中性粒子作用的光終於可以在空間中自由地向前奔跑了，它們一跑就是這麼100多億年。
如果「大爆炸模型」是正確的，伽莫夫團隊推算在等離子體時代告別的那一刻，所釋放的光就將是大爆炸留給我們的遺產，那個時刻宇宙的溫度為3000攝氏度，此時的光大概有10ˉ 米，隨後隨著宇宙的膨脹，這些光波已經被拉長，已經屬於不可見光的波段，而波長大概只有1毫米屬於微波波段，伽莫夫團隊還對這種光波的性質進行了預測——由於離子體時代結束的時候，光子是無處不在的，所以現在它們應該來自於任何的方向，也就是在各個方向上都是同性質的，這個就是所謂的宇宙微波背景輻射。
#宇宙與科學#