Первичный нуклеосинтез представляет собой совокупность ядерных процессов, происходивших в первые минуты после начала космического расширения. В этот период Вселенная находилась в состоянии чрезвычайно высокой температуры (порядка (10{10}–10{9}) К) и плотности, при которых элементарные частицы, фотоны и нейтрино находились в состоянии термодинамического равновесия. Временной интервал, в течение которого протекал первичный нуклеосинтез, ограничен приблизительно первыми 20 минутами космической эволюции, после чего температура и плотность стали недостаточными для эффективных термоядерных реакций.
Ключевым фактором являлось быстрое расширение Вселенной, описываемое космологическими моделями на основе общей теории относительности. Скорость расширения определяла соотношение между временем, температурой и плотностью вещества, а значит — возможность или невозможность протекания тех или иных ядерных реакций.
На самых ранних этапах существования Вселенной протоны и нейтроны свободно превращались друг в друга посредством слабых взаимодействий:
При температурах выше (10^{10}) К отношение числа нейтронов к числу протонов определялось статистическим равновесием и экспоненциально зависело от разности их масс. По мере охлаждения Вселенной слабые взаимодействия «замерзали», и это соотношение фиксировалось приблизительно на уровне (n/p /6). Дополнительное уменьшение доли нейтронов происходило за счёт их радиоактивного β-распада.
Критическим этапом первичного нуклеосинтеза стало образование дейтерия. Несмотря на то что протоны и нейтроны могли соединяться уже при высоких температурах, фотоны с высокой энергией эффективно разрушали образующиеся ядра дейтерия. Это явление получило название дейтериевого «бутылочного горлышка».
Лишь при понижении температуры ниже (10^9) К плотность высокоэнергетических фотонов уменьшилась настолько, что дейтерий стал устойчивым. С этого момента стало возможным быстрое протекание цепочек термоядерных реакций с участием лёгких ядер.
Основная масса нейтронов, сохранившихся к моменту преодоления дейтериевого барьера, была быстро включена в ядра гелия-4. Этот процесс происходил через последовательные реакции:
Ядро гелия-4 обладает исключительно высокой энергией связи, что делает его наиболее стабильным среди лёгких ядер. В результате около 25% массы барионного вещества Вселенной оказалось заключено в гелий-4, что является одним из ключевых количественных предсказаний первичного нуклеосинтеза.
Помимо гелия-4, в ходе первичного нуклеосинтеза в небольших количествах образовались:
Концентрации этих изотопов существенно ниже концентрации водорода и гелия-4, но их относительные доли имеют принципиальное значение для проверки космологических моделей.
Первичный нуклеосинтез не привёл к образованию элементов тяжелее лития в заметных количествах. Основные причины этого ограничения:
Эти факторы делали невозможным эффективный синтез углерода, кислорода и более тяжёлых элементов, которые формировались значительно позже в недрах звёзд и при взрывных астрофизических процессах.
Результаты первичного нуклеосинтеза заложили исходный химический состав Вселенной, определив соотношение водорода и гелия, а также фоновые концентрации лёгких изотопов. Эти параметры оказали решающее влияние на:
Наблюдательные данные — спектры древних звёзд, химический состав межгалактического газа, параметры реликтового излучения — демонстрируют согласие с расчётами первичного нуклеосинтеза, что делает его одной из наиболее надёжно подтверждённых теорий физической космологии и фундаментальным разделом космохимии.