Первичный (или большой) нуклеосинтез происходил в течение первых нескольких минут после Большого взрыва, когда температура и плотность материи во Вселенной были исключительно высокими. Примерно через 0,01 секунды после начала расширения температура составляла порядка 1010 К, а вещество находилось в состоянии плотной плазмы, состоящей из кварков, глюонов, лептонов, фотонов и нейтрино. По мере остывания Вселенной шло постепенное образование более устойчивых элементарных частиц — протонов и нейтронов.
Решающим этапом стал момент, когда температура упала до значений порядка 109 К (примерно через 1 секунду после начала расширения). В этих условиях нейтроны и протоны уже могли вступать в ядерные реакции, приводящие к образованию лёгких ядер. Ключевым ограничением служило то, что среда оставалась достаточно горячей, чтобы фотоны разрушали слабосвязанные ядра, такие как дейтроны, что откладывало начало активного синтеза на несколько сотен секунд.
В начальный момент после Большого взрыва соотношение между нейтронами и протонами определялось слабыми взаимодействиями, например:
n + νe ↔︎ p + e−
n + e+ ↔︎ p + ν̄e
n ↔︎ p + e− + ν̄e
При температуре T ≫ 1 МэВ эти реакции находились в термодинамическом равновесии. Отношение чисел нейтронов и протонов описывается формулой:
$$ \frac{n_n}{n_p} = \exp\left(-\frac{\Delta m c^2}{kT}\right) $$
где Δm = mn − mp ≈ 1.293 МэВ.
Когда температура упала ниже примерно 0.7 МэВ, скорость слабых взаимодействий стала недостаточной для поддержания равновесия, и соотношение n/p «заморозилось» на уровне ≈ 1/6. В последующие 2–3 минуты часть нейтронов распалась, в результате чего к началу активного нуклеосинтеза отношение снизилось до ≈ 1/7.
Основной путь синтеза лёгких ядер начался с образования дейтрона:
p + n → D + γ
Данная реакция хоть и экзотермическая (с энергией связи дейтрона 2.22 МэВ), оставалась подавленной из-за фоторазрушения до тех пор, пока температура не опустилась ниже 0.1 МэВ. После этого началось быстрое последовательное формирование более тяжёлых ядер:
D + p → 3He + γ
D + D → 3He + n
D + D → 3H + p
3He+3He → 4He + 2p
3He+4He → 7Be + γ
3H+4He → 7Li + γ
Конечные продукты: из-за отсутствия стабильных ядер с A = 5 и A = 8 не происходит заметного синтеза элементов тяжелее бериллия. Таким образом, первичный нуклеосинтез приводит преимущественно к образованию следующих стабильных ядер:
Наибольший вклад в итоговую массу составил 4He. Практически весь доступный нейтронный запас «заперся» в гелии-4, благодаря его высокой устойчивости (энергия связи ≈ 28.3 МэВ). Исходя из отношения n/p ≈ 1/7, легко получить оценку массовой доли 4He:
$$ Y_{^4\mathrm{He}} \approx \frac{2n}{n+p} \approx \frac{2}{1 + 7} = 0.25 $$
то есть около 25% всей барионной массы Вселенной пришлись на гелий-4.
Остальные элементы были представлены в гораздо меньших количествах:
Эти величины зависят от барионной плотности во Вселенной и потому позволяют использовать наблюдаемые abundances для оценки космологических параметров.
Скорость расширения Вселенной в первые минуты зависит от плотности энергии, которая, в свою очередь, чувствительна к числу видов нейтрино:
$$ H \sim \sqrt{G \rho} \sim \sqrt{N_\nu} $$
Увеличение числа нейтрино ускоряет расширение, тем самым замораживая отношение n/p при более высокой температуре. Это приводит к большему числу нейтронов, а следовательно, к увеличению доли гелия-4. Современные наблюдения указывают на согласие с числом Nν = 3, что соответствует трём поколениям лёгких нейтрино.
Также чувствительность проявляется к значениям фундаментальных констант: изменившаяся масса нейтрона, константа слабого взаимодействия, скорость ядерных реакций — всё это повлияло бы на результат нуклеосинтеза. Таким образом, первичный нуклеосинтез служит строгим тестом для моделей физики ранней Вселенной и фундаментальных взаимодействий.
Наблюдение первичных изотопных соотношений требует анализа астрономических объектов, сохранивших химический состав, близкий к первозданному. Например:
В целом, наблюдаемые значения находятся в согласии с предсказаниями Стандартной модели первичного нуклеосинтеза при определённой плотности барионов. Это является одним из краеугольных камней современной космологии.
Существуют определённые расхождения между теорией и наблюдением. Самым известным является «литиевая проблема»: предсказанная моделью концентрация 7Li примерно в 2–3 раза выше, чем наблюдаемая. Это расхождение стимулирует исследования в нескольких направлениях:
Также обсуждаются потенциальные следы нестабильных частиц, таких как гравитино или аксионы, которые могли бы влиять на энергетический баланс во Вселенной и модифицировать состав продуктов синтеза.
Первичный нуклеосинтез — это первый после Большого взрыва этап формирования структурной сложности. Он заложил фундамент для всей последующей химической эволюции Вселенной. Именно соотношения лёгких элементов, возникшие в этот период, служат:
В совокупности с космическим микроволновым фоном и крупномасштабной структурой галактик, первичный нуклеосинтез составляет одну из трёх опор стандартной модели космологии — ΛCDM.