宇宙中什么时候才出现氘？
宇宙中氘的诞生，可以追溯到那个极其炽热、极度稠密的开端——宇宙大爆炸的最初几分钟。那段短暂但至关重要的时期，被称为“大爆炸核合成”（Big Bang Nucleosynthesis，简称BBN）。
想象一下，宇宙从一个奇点开始，以一种我们难以想象的速度膨胀，温度和密度高到不可思议。在这最初的瞬间，宇宙就像一个巨大的、炽热的等离子体汤，充斥着基本粒子：夸克、轻子（主要是电子）、光子以及极少量的中微子。随着宇宙的膨胀，它也在迅速冷却。
在大约宇宙诞生后的百万分之一秒，温度仍然高得足以让夸克结合成质子和中子。此时，宇宙中的主要成分是质子（氢原子核）和数量稍少一些的中子。
接下来的几分钟，大约是宇宙诞生后3分钟到20分钟之间，是氘形成的关键窗口期。此时，宇宙的温度虽然已经从极高的状态下降了一些，但仍然高达数十亿开尔文（K），足以克服质子之间的电磁斥力，让它们有机会近距离碰撞并发生核聚变反应。
在这个阶段，发生了以下几个关键的聚变步骤：
1. 质子与中子的结合： 这是形成氘的第一步，也是最重要的一步。一个质子（¹H，即一个质子）和一个中子（n）通过强核力结合，形成一个氘核（²H），也称为氘原子核或“重氢”原子核。这个过程释放出大量的能量（伽马射线），同时也会产生一个伽马光子：
¹H + n → ²H + γ
这个反应是形成所有更重元素的基石。然而，这个反应有一个重要的限制因素：自由中子的寿命。中子比质子不稳定，会在大约15分钟后自发衰变成一个质子、一个电子和一个反电子中微子。因此，在大爆炸核合成的早期，大量的免费中子都来不及结合成氘，就已经衰变了。这就是为什么宇宙中的中子比例相对于质子来说那么低，也直接影响了氘的最终丰度。
2. 氘进一步聚变： 一旦氘核形成，它就变得相当稳定，并且在宇宙仍在高温下的情况下，会继续与其他粒子发生反应。
氘与另一个质子结合：
²H + ¹H → ³He + γ
这里，氘核与一个质子结合，形成了氦3（³He）原子核，也释放出伽马射线。
氘与中子结合：
²H + n → ³H + γ
氘核与一个中子结合，形成了氚（³H）原子核，这也是一种氢的同位素，但它不稳定，会很快衰变。
3. 氦3与氦4的形成： 紧接着，宇宙中的氦4（⁴He，两个质子和两个中子）开始形成。这是大爆炸核合成中最主要的产物之一。
氦3与一个氘核聚变：
³He + ²H → ⁴He + ¹H
氦3原子核与一个氘核反应，生成一个氦4原子核和一个质子。
氦3与氦3聚变：
³He + ³He → ⁴He + 2¹H
两个氦3原子核可以直接聚变，形成一个氦4原子核和两个质子。
在整个大爆炸核合成过程中，氘一直处于一个关键的中间环节。它既是第一步反应的产物，也是后面形成氦3和氦4的反应物。宇宙的温度在快速下降，这意味着核聚变反应的速率也在急剧减缓。当宇宙冷却到大约10亿开尔文以下时，聚变反应几乎完全停止了。
为什么说氘的形成过程很关键，并且受到“阻碍”？
中子衰变: 如前所述，自由中子的不稳定性是限制氘形成数量的一个主要因素。只有在它们衰变之前，有机会与质子结合。
氘的脆弱性: 氘核虽然比自由中子稳定，但它仍然比氦核要脆弱得多。在宇宙早期极高的温度和粒子碰撞频率下，已经形成的氘核很容易被高能光子或粒子“打碎”，重新分解成质子和中子。这种“光解”作用在温度超过约10亿开尔文时非常显著。因此，氘的形成窗口非常短暂，需要在温度下降到一定程度（可以形成稳定的氘），但又不能太低（以免氘被快速消耗掉形成更重的元素）。
当宇宙冷却到10亿开尔文以下时，氘才算真正“稳定”下来，不再容易被分解。此时，剩余的质子和氘核继续按照上面的反应链，主要转变成了氦4，但也留下了一部分未反应的质子（形成今天的氢）和少量的氘、氦3、锂等元素。
所以，严格来说，氘是在宇宙大爆炸后的最初几分钟内，在宇宙膨胀和冷却的过程中，通过核聚变反应产生的。 它的丰度，以及其他轻元素的丰度，是大爆炸理论能够被严格检验的重要证据之一。天文学家通过观测遥远星系的光谱，能够分析出宇宙早期形成的各种轻元素的比例，这些比例与大爆炸核合成的理论预测惊人地吻合，尤其是在氘的含量上。
今天的宇宙中，氘的丰度大约是普通氢（质子）的百万分之一左右。这些氘，包括宇宙早期形成的和后来在恒星内部通过特定过程产生的，仍然是研究宇宙演化和理解核物理的重要线索。
想象一下，宇宙从一个奇点开始，以一种我们难以想象的速度膨胀，温度和密度高到不可思议。在这最初的瞬间，宇宙就像一个巨大的、炽热的等离子体汤，充斥着基本粒子：夸克、轻子（主要是电子）、光子以及极少量的中微子。随着宇宙的膨胀，它也在迅速冷却。
在大约宇宙诞生后的百万分之一秒，温度仍然高得足以让夸克结合成质子和中子。此时，宇宙中的主要成分是质子（氢原子核）和数量稍少一些的中子。
接下来的几分钟，大约是宇宙诞生后3分钟到20分钟之间，是氘形成的关键窗口期。此时，宇宙的温度虽然已经从极高的状态下降了一些，但仍然高达数十亿开尔文（K），足以克服质子之间的电磁斥力，让它们有机会近距离碰撞并发生核聚变反应。
在这个阶段，发生了以下几个关键的聚变步骤：
1. 质子与中子的结合： 这是形成氘的第一步，也是最重要的一步。一个质子（¹H，即一个质子）和一个中子（n）通过强核力结合，形成一个氘核（²H），也称为氘原子核或“重氢”原子核。这个过程释放出大量的能量（伽马射线），同时也会产生一个伽马光子：
¹H + n → ²H + γ
这个反应是形成所有更重元素的基石。然而，这个反应有一个重要的限制因素：自由中子的寿命。中子比质子不稳定，会在大约15分钟后自发衰变成一个质子、一个电子和一个反电子中微子。因此，在大爆炸核合成的早期，大量的免费中子都来不及结合成氘，就已经衰变了。这就是为什么宇宙中的中子比例相对于质子来说那么低，也直接影响了氘的最终丰度。
2. 氘进一步聚变： 一旦氘核形成，它就变得相当稳定，并且在宇宙仍在高温下的情况下，会继续与其他粒子发生反应。
氘与另一个质子结合：
²H + ¹H → ³He + γ
这里，氘核与一个质子结合，形成了氦3（³He）原子核，也释放出伽马射线。
氘与中子结合：
²H + n → ³H + γ
氘核与一个中子结合，形成了氚（³H）原子核，这也是一种氢的同位素，但它不稳定，会很快衰变。
3. 氦3与氦4的形成： 紧接着，宇宙中的氦4（⁴He，两个质子和两个中子）开始形成。这是大爆炸核合成中最主要的产物之一。
氦3与一个氘核聚变：
³He + ²H → ⁴He + ¹H
氦3原子核与一个氘核反应，生成一个氦4原子核和一个质子。
氦3与氦3聚变：
³He + ³He → ⁴He + 2¹H
两个氦3原子核可以直接聚变，形成一个氦4原子核和两个质子。
在整个大爆炸核合成过程中，氘一直处于一个关键的中间环节。它既是第一步反应的产物，也是后面形成氦3和氦4的反应物。宇宙的温度在快速下降，这意味着核聚变反应的速率也在急剧减缓。当宇宙冷却到大约10亿开尔文以下时，聚变反应几乎完全停止了。
为什么说氘的形成过程很关键，并且受到“阻碍”？
中子衰变: 如前所述，自由中子的不稳定性是限制氘形成数量的一个主要因素。只有在它们衰变之前，有机会与质子结合。
氘的脆弱性: 氘核虽然比自由中子稳定，但它仍然比氦核要脆弱得多。在宇宙早期极高的温度和粒子碰撞频率下，已经形成的氘核很容易被高能光子或粒子“打碎”，重新分解成质子和中子。这种“光解”作用在温度超过约10亿开尔文时非常显著。因此，氘的形成窗口非常短暂，需要在温度下降到一定程度（可以形成稳定的氘），但又不能太低（以免氘被快速消耗掉形成更重的元素）。
当宇宙冷却到10亿开尔文以下时，氘才算真正“稳定”下来，不再容易被分解。此时，剩余的质子和氘核继续按照上面的反应链，主要转变成了氦4，但也留下了一部分未反应的质子（形成今天的氢）和少量的氘、氦3、锂等元素。
所以，严格来说，氘是在宇宙大爆炸后的最初几分钟内，在宇宙膨胀和冷却的过程中，通过核聚变反应产生的。 它的丰度，以及其他轻元素的丰度，是大爆炸理论能够被严格检验的重要证据之一。天文学家通过观测遥远星系的光谱，能够分析出宇宙早期形成的各种轻元素的比例，这些比例与大爆炸核合成的理论预测惊人地吻合，尤其是在氘的含量上。
今天的宇宙中，氘的丰度大约是普通氢（质子）的百万分之一左右。这些氘，包括宇宙早期形成的和后来在恒星内部通过特定过程产生的，仍然是研究宇宙演化和理解核物理的重要线索。
网友意见
宇宙诞生时空间被压缩在极小的范围内，物质与能量的密度极高，以至于强相互作用力无法将内能极高的强子绑定；即中子和质子无法参与核聚变。
需要等到宇宙逐渐冷却至允许发生核聚变的温度。
宇宙年龄 t 与温度 T 的平方成反比，由Friedmann方程表示：
t = 1.32（kT/ MeV）⁻²
这是一道算术题，即只要求出符合核聚变的温度，便得到宇宙什么时候出现氘。
中子与质子聚变成氘的公式为：
n + p → D + γ
根据能量守恒定律，氘的结合能（BE, Binding Energy）为公式左边的质量减去公式右边的质量，光子的质量忽略不计
△m = m(n) + m(p) - m(D)
= 1.007825u + 1.008665u - 2.01410178u = 0.002388u
BE = △mc² = 2.224 MeV
这时不要naive的认为可以直接把BE代入到Friedmann方程中的kT。
此阶段宇宙中光子和强子的比例为 η = 2x10⁹：1，指数分布的光子辐射会使原公式的逆反应发生，即 D + γ → n + p，因此实际的 kT 明显小于BE。kT应为 BE/ ln(η) = 0.104 MeV
最后代入Friedmann方程，得到 t = 122.4 s
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k为玻尔兹曼常数，=1.3806505(24) × 10⁻²³ J/K
其物理意义是：粒子的平均动能随温度T变化的系数。
根据以上数据可以得出宇宙第122秒生成氘时的温度为 0.104MeV/k = 1.2 x10⁹ 开尔文
同样的思路可以求得其他亚原子结构的最早出现时间。不要觉得这些结论没什么卵用，因为核合成阻止了自由中子的衰变，决定了宇宙中各元素分布的比例（丰度）。如果题主问的是什么时候出现完整的氘原子而不是氘原子核。只要把BE换成13.6eV即可（第一轨道电子的能量），宇宙约为10万岁。
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更新：解题过程并没有用到特别高级的方程和数学方法，但点赞的很多都是大牛。。。这是我迄今为止点赞者平均粉丝数最高的一个答案。。。
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