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但是，为什么缺乏5核子核对伽莫夫和阿尔弗就是灾难性的呢？原来在构成如碳以上的较重原子核的核合成道路上，这种缺乏明显是一道不可逾越的裂隙。从轻核变换到重核的路径包含一个或多个中间步骤，如果其中某一步不被允许，那么整个路径都将被阻塞。取得较重的原子核的明显路径是向氦核（4个核子）中添加1个质子或中子生成5核子核，但这是完全不允许的核的类型。因此，实现较重的原子核的道路被封堵。
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一种解决方案是让一个氦核同时吸收1个中子和1个质子，从而跳过不稳定5核子核，直接生成稳定的6核子锂核（3个质子和3个中子）。然而，1个质子和1个中子同时以完全正确的方式击中氦核的机会微乎其微。这种核反应很难触发，因此想让两个碰撞正好同时发生的愿望太过牵强。
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另一种跳过5核子步骤的方法是让两个4核子的氦核合并生成一个8核子核，但出于与5核子核不稳定的同样理由，这种核也是内在地就是不稳定性的。大自然令人气恼地将两条最明显的轻核变重核的路径都堵死了。
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图79 匈牙利出生的物理学家尤金·魏格纳试图找到一条从氦核越过5核子鸿沟到碳核以及更重的核的途径，但未能成功。乔治·伽莫夫画了一幅漫画来说明维格纳的失败途径之一。伽莫夫的标题解释道：“E.维格纳提出了另一条跨越质量5的鸿沟的巧妙方法。这就是著名的核铁索桥方法。”
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伽莫夫和阿尔弗没有退却。他们用最新的中子寿命和反应截面数据更新了他们的计算。此外，原论文的计算一直依靠的是电驱动的Marchant&Friden台式计算器，现在他们利用计算领域最新发展起来的技术手段来处理问题。他们获得了里夫斯模拟计算机，随后他们又升级到磁鼓存储式计算机。后来，他们又投资购买了IBM的可编程读孔式计算机，最后是SEAC，早期的数字计算机。
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好消息是，他们对氢和氦的丰度的估计仍然是准确的。甚至由学术对手的独立计算（如图80）也证实早期宇宙创生的氢和氦的相对丰度与观察到的当前宇宙中的比率基本一致。坏消息是，精确的计算还是没有显示出创造比氦更重的核的机制。
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图80 核物理学家恩里科·费米和安东尼·托克维奇也计算了早期宇宙中元素的丰度。他们的结果（如本图所示）与伽莫夫和阿尔弗的结果是一致的。这说明宇宙的化学演化发生在最初的2000秒。
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随着中子衰变为质子，中子的数量在不断下降，这就是为什么质子（氢核）的数量在增加的原因。中子数下降的另一个原因是被结合进氦核，氦的丰度也在不断增加，使得它成为宇宙中第二种最丰富的核。图中给出的其他核是氢和氦的同位素，是由普通氢到普通氦的衰变过程中生成的。
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天文学家测量了氘和氚（重氢同位素）的现今的丰度，这些测量结果与伽莫夫、阿尔弗以及费米和托克维奇所做出的预测是一致的。这使得大爆炸模型得到进一步认可，现在它可以将宇宙中最轻的原子核的丰度解释成大爆炸后炽热的、致密的环境下的核反应的结果。伽莫夫称之为神圣的“创生”曲线。
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虽然重原子的核合成遇到了问题，但阿尔弗开始跟一位名叫罗伯特·赫尔曼的同事合作开展了大爆炸理论另一方面的研究工作。阿尔弗和赫尔曼有很多共同之处。两人都是定居在纽约的俄罗斯犹太流亡者的儿子，都是试图名扬天下的年轻的研究人员。当赫尔曼听到伽莫夫和阿尔弗关于宇宙的讨论后，他克制不住要参与他们的研究。有关宇宙极早时期的计算的想法简直太有诱惑力了。
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阿尔弗和赫尔曼根据大爆炸模型重温了宇宙的早期历史，由此开始了他们的新的合作。宇宙极早期阶段纯粹是混沌状态，能量太大使得物质的任何显著变化都无法实现。接下来的几分钟非常关键，可称为黄金时代——不太热，也不太冷，恰到好处的温度形成了氦等轻核。这是α-β-γ论文里所研究的时代。此后，宇宙变得太冷阻止了进一步聚变，但不管怎样，不稳定的5核子核似乎都是生成较重原子核道路上绕不过去的障碍。
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虽然对于聚变反应温度已过低，但宇宙的温度仍然有大约100万度，这导致所有的物质以一种称为“等离子体”的状态存在。第一种也是最冷的物质状态是固态，其中的原子和分子被紧密地束缚在一起，例如在冰中。第二种温度稍高点的状态是液态，其中的原子或分子之间的连接较为松弛，允许它们流动，如水分子。第三种温度更高的状态是气态，在气态下原子或分子之间几乎没有任何约束，它们可以独立地移动，如蒸汽分子。物质的第四态——等离子体态，温度是如此之高，以至于原子核已无法管束住自己的电子，所以这种态是一种原子核和电子各自独立的混合态，如图81所示。大多数人都不了解等离子态状态，尽管我们中的许多人每天都会点亮一根荧光灯管，使得里面的气体被电离成等离子体。
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因此，在宇宙创生的一小时后，它仍然是一锅简单的原子核和自由电子混成的等离子体汤。带负电荷的电子会因为异号电荷之间的相互吸引而试图将自己锁定在带正电荷的原子核上，但它们运动得太快根本无法束缚在围绕核的轨道上。原子核和电子之间发生一次又一次碰撞反弹，等离子体的状态持续存在。
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图81 这4幅图以水为例代表着4种物质状态。水的分子式是H2O，每个分子由两个氢原子结合到一个氧原子上组成。这些分子可以相互绑定形成固体，但热能会削弱这些分子键，形成液体，甚至能够使它们断开形成气体。热能的进一步提高则可以让电子剥离原子核，形成等离子体。
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宇宙中还包含一种成分，即占压倒性的光的海洋。然而令人惊讶的是，对这种在宇宙诞生之初就存在的东西，我们没有任何富于启发的经验，因为这时不可能看到任何东西。光很容易与带电粒子（如电子）相互作用，所以光会不断地散射等离子体中的粒子，导致一个不透明的宇宙。由于这种多重散射，等离子体会表现得像一团雾。在雾气中你不可能看到前方的汽车，因为它发出的光在到达你这里之前已经被精细的水滴散射了无数次。因此，能到达你眼睛的光都是经过了很多次的转向。
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阿尔弗和赫尔曼继续发展他们的早期宇宙的历史，他们不知道宇宙初期的这种光海与等离子体之间的相互作用随着宇宙在时间推移中膨胀还会发生什么事情。他们意识到，随着宇宙的膨胀，它的能量会散布在更大的体积里，所以宇宙和它里面的等离子会平稳地冷却下来。这两个年轻的物理学家推测，当温度逐渐降低到等离子体无法继续存在时会有这样一个关键时刻，在这一点上，电子会被束缚在原子核上，形成稳定的、中性的氢原子和氦原子。对于氢和氦，从等离子体到原子的转变大约发生在3000℃的条件下，他们估计宇宙要冷却到这个温度大约需要30万年左右的时间。这个事件通常被称为重组（这个词容易引起误解，因为它给人感觉好像电子和原子核以前是结合着的，但实际不是这种情形）。
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重组后，宇宙中充满了中性的气态粒子，因为带负电荷的电子都被结合到带正电荷的原子核上去了。这极大地改变了充盈着宇宙间的光的行为。光与等离子体中的带电粒子容易相互作用，但不与气体中的中性粒子作用，如图82所示。因此，根据大爆炸模型，在重组的时刻是宇宙历史上光线第一次可以顺畅地穿越空间的时刻。在此时刻，仿佛宇宙的雾突然消散了。
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图82 根据大爆炸模型，重组的瞬间是早期宇宙历史上的一个重要的里程碑。
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图（a）显示的是在大爆炸后的前30万年的宇宙环境，这期间一切都是等离子体。光线被它们遇到的粒子不断散射，因为许多粒子都是带电的，这使得散射过程频发。
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