說明 : 1966 年美國宇宙物理學家 Phillip James Edwin Peebles (1935.4.25. ─ ) 提出大霹靂後氦豐度 (helium abundance) 的檢視問題，他顯示以熱大霹靂 (hot Big bang) 計算預估和觀測相符的氦 (左上圖示 He 模型) 豐度。 也就是，依據大霹靂 (Big Bang) 宇宙論模型以物理宇宙學中的大霹靂核合成 (Big Bang nucleosynthesis 或 primordial nucleosynthesis，簡稱 BBN) 概念，在宇宙早期階段產生氫同位素 (H-1) 之外原子核的過程。大霹靂核合成在大霹靂之後只經歷了幾分鐘，相信與一些較重的同位素的形成，如氘（H-2，D）、氦的同位素（ 氚，He-3 和 He-4）、鋰的同位素（Li-6 和 Li-7）的形成有密切的關係，元素也在宇宙中佔含量的獨特比例。1974 年美國天體物理學家威廉•福勒 (William Alfred Fowler ，1911.8.9. ─ 1995.3.14.) 、瓦戈納 (Robert Wagoner) 和英國天文學家弗雷德•霍伊爾 (Fred Hoyle，1915.6.24.－2001.8.20.) 以所提出了元素合成理論在熱大霹靂計算預估和觀測相符的氘和鋰的豐度，闡明了輕元素的起源問題。 大霹靂所推測的輕元素比例大約為：氦-4 / 氫 = 0.25、氘 / 氫 = 10-3、氦-3 / 氫 = 10-4、鋰-7 / 氫 = 10-7。
1977 年美國天體物理學家 David Norman Schramm (1945.10.25. – 1997.12.19.) 、Gary Steigman、 James Edward Gunn (1938. ─) 檢視原始氦豐度和 微中子 (neutrinos)數量的比率，宣稱基本粒子中 5 種 輕子 (lepton) 族的存在。大霹靂核合成理論所預言的輕元素豐度與實際觀測可以認為是基本符合， 這是對大霹靂學說的強有力支持，因為到目前為止還沒有第二種理論能夠很好地解釋並給出這些輕元素的相對豐度。右上圖示現在宇宙組成份與推算出的宇宙初期約 38 萬年的組成分差異。
天文史上的今天 : 1967 年 1 月 27 日， 美國航空與太空總署 (NASA) 太空人維吉爾·伊萬·「加斯」·格里森（Virgil Ivan "Gus" Grissom，1926.4.3.－1967.1.27.）逝世。他曾執行過水星-紅石 4 號 (Mercury-Redstone 4)、雙子星 3 號(Gemini 3) 以及阿波羅 1 號 (Apollo 1) 任務。1967 年 1 月 27 日，他與愛德華·希金斯·懷特二世 （Edward Higgins White, II，1930.11.14.－1967.1.27.）和羅傑·布魯斯·查菲 （Roger Bruce Chaffee，1935.2.15.－1967.1.27.）在阿波羅 1 號的一次例行測試中因艙內大火而犧牲。