I kosmologi er overflod av lyselementer et mål på de relative overflodene av såkalte "lette" kjemiske elementer i universet . I den astrofysiske sammenhengen betyr "lys" at vi bare er interessert i de tre første elementene i Mendeleevs bord , nemlig hydrogen , helium og litium .
Disse målingene er av avgjørende interesse for kosmologien, fordi disse elementene ble produsert i betydelige mengder i de aller første øyeblikkene av universets historie slik vi kjenner den, under den første nukleosyntese . På den tiden, da temperaturen i universet var veldig høy (omtrent en milliard grader), ble det mulig å smelte noen få protoner og nøytroner for å danne de første atomkjernene . Imidlertid kunne det på det tidspunktet ikke produseres noe såkalt "tungt" element (tyngre enn litium, fordi deres syntese krever eksistens av høye temperaturer over perioder som er mye lenger enn nukleosyntese, som bare varte noen få minutter. Noen av disse lyselementene har også blitt produsert senere i stjerner (dette kalles stjernenukleosyntese ). Men ved å måle overflodene av disse lyselementene i svært fjerne galakser eller kvasarer , derfor sett på en eldgammel tid i universet når man håper at stjernens nukleosyntese knapt hadde modifisert overflodene, kan vi i prinsippet måle de opprinnelige overflodene.
Måling av overflod av lette elementer er viktig fordi den lar oss gå tilbake til de fysiske forholdene som hersket på den tiden da disse elementene ble dannet. Faktisk gjør bruken av ligningene til kjernefysikk i tilfelle av det ekspanderende universet det mulig å utlede den nøyaktige overflod av materie (nærmere bestemt forholdet mellom antall fotoner og antall nukleoner i universet) fordi The relative overflod av de forskjellige lyselementene er en funksjon av den totale tettheten til nukleoner på tidspunktet for primordial nukleosyntese.