En cosmología física, la nucleosíntesis primordial (también llamada nucleosíntesis del Big Bang) se refiere al período en los primeros minutos del Universo (unos 3 minutos después del Big Bang) durante el cual se formaron los primeros núcleos de elementos ligeros. En ese breve lapso se produjeron isótopos de hidrógeno, helio y litio, entre ellos el hidrógeno ligero , el deuterio , el helio-3 , el helio-4 , así como pequeñas trazas de litio-7 y berilio-7 . Estos elementos se formaron mediante reacciones de fusión nuclear a medida que el Universo joven se expandía y enfriaba.
El modelo cosmológico predice que la mayor parte de la materia barónica tras la nucleosíntesis primordial quedó como hidrógeno y helio. Aproximadamente un 75% de la masa resultante correspondió a hidrógeno y alrededor de un 25% a helio-4 . En otras palabras, por cada unidad de masa de helio hubo aproximadamente tres unidades de masa de hidrógeno. Además, se produjeron pequeñas cantidades de deuterio (≈ 0,01% en masa) y trazas mínimas de helio-3, litio-7 y berilio-7 (del orden de 10−10 en fracción de masa). Estas abundancias primordiales concuerdan con las observadas en el Universo y constituyen una evidencia importante a favor de la teoría del Big Bang.
La nucleosíntesis primordial comenzó cuando el Universo tenía una edad de unos 1–200 segundos (alrededor de 1–3 minutos tras el Big Bang). Antes de este momento, la temperatura era demasiado alta para que se formaran núcleos estables más allá de los protones y neutrones individuales; cualquier núcleo ligero que se formaba se disociaba de inmediato. A medida que la expansión enfrió el plasma primordial por debajo de aproximadamente K (unos 0,1 MeV de energía térmica), los neutrones y protones comenzaron a combinarse para formar deuterio. Este retraso en la aparición del deuterio, conocido como el “cuello de botella del deuterio”, postergó la formación de helio-4 hasta que la temperatura fue lo suficientemente baja.
Una vez superado este cuello de botella, hubo una “ráfaga” de reacciones de fusión nuclear en cadena. Los deuterones ( ) recién formados pudieron fusionarse entre sí o con otras partículas, dando lugar a isótopos más pesados como tritio ( ) y helio-3 ( ), y finalmente al helio-4 ( ). Casi todos los neutrones disponibles terminaron incorporándose a núcleos de helio-4, ya que este núcleo es muy estable. Por ello el helio-4 alcanzó aproximadamente el 25% de la masa barónica, mientras que el resto quedó como hidrógeno (protones). Después de unos pocos minutos (aprox. 3 minutos), la temperatura cayó tanto que cesó la fusión nuclear: las reacciones se detuvieron y las proporciones de elementos ligeros quedaron “congeladas”.
Las principales reacciones nucleares que ocurrieron durante la nucleosíntesis primordial fueron las siguientes:
El berilio-7 producido es radiactivo y tras unos meses decae a litio-7, contribuyendo así a la pequeña fracción de litio primordial. Debido a la ausencia de núcleos estables con 5 o 8 nucleones, no pudieron formarse elementos más pesados que el litio en esos primeros minutos del Universo. Los elementos más pesados (como el carbono, oxígeno, etc.) se sintetizarían millones de años después en el interior de las estrellas, una vez superado el “cuello de botella” mediante procesos estelares (por ejemplo, el proceso triple-alfa que permite fusionar helio en carbono). Así, la nucleosíntesis primordial dejó al Universo con una composición principalmente de hidrógeno y helio, y cantidades residuales de deuterio, helio-3 y litio-7.