La synthèse des éléments légers se passe dans les trois premières minutes après le Big Bang, quand l'Univers passe d'une température inimaginable à une température de l'ordre d'un milliard de degrés. C'est de cette époque que date tout l'hydrogène présent dans l'Univers et une bonne partie de son hélium. Les abondances des éléments chimiques légers témoignent de la fournaise initiale et sont un des arguments très forts en faveur de la théorie du Big Bang.
En effet, dans les trois premières minutes après le Big Bang, la température diminue approximativement comme la racine carrée du temps. Ainsi, après une seconde, la température est de 15 milliards de degrés, et en trois minutes, on passe à 1,1 milliard de degrés. Cet Univers dense et chaud est rempli de photons mais aussi de particules d'autant plus exotiques que l'on est près du Big Bang. C'est de ces particules qu'a émergé toute la matière de l'Univers.
Très peu de temps après le Big Bang, disons avant un dix-millionième de seconde, la température est si élevée et le rayonnement si intense qu'aucun noyau ni aucun baryon n'existe encore. L'Univers contient alors une soupe de quarks, d'électrons et de neutrinos, de toutes les antiparticules associées et bien sûr des photons très énergétiques.
Vers un dix-millionième de seconde, quand la température de l'Univers n'est «
plus que
» de 5000 milliards de degrés, la soupe de quarks se condense et apparaissent protons et neutrons. C'est le premier pas de la nucléosynthèse, puisqu'un proton n'est rien d'autre qu'un noyau d'atome d'hydrogène. Au départ, il y a à peu près autant de neutrons que de protons. Les protons se transforment en neutrons par collision avec un antineutrino ou un électron; les réactions inverses transforment le neutron en proton par collision avec un anti-électron (encore appelé positron) ou un neutrino.
Mais au fur et à mesure de l'expansion de l'Univers, les collisions entre particules ne se font plus si nombreuses, et les réactions ne sont plus en équilibre. C'est vers 1s que l'équilibre entre protons et neutrons est rompu et que l'on se retrouve avec environ un neutron pour 7 protons. Telles sont les conditions initiales de la nucléosynthèse.
La nucléosynthèse procède ensuite par addition de neutrons ou de protons sur les noyaux existants. En voici un bref résumé.
Première étape : synthèse du deutérium (un neutron, un proton) par fusion d'un neutron et d'un proton. On notera que la réaction inverse est également possible : il s'agit de la photodissociation du deutérium ; même si la réaction de synthèse du deutérium est possible dès la première seconde, ce n'est que vers une centaine de secondes après le Big Bang que ces noyaux de deutérium survivent pour participer aux étapes suivantes.
Le deutérium enfin produit, on peut passer à l'hélium (deux neutrons, deux protons), ce qui est possible de plusieurs manières : synthèse de l'Hélium 4 à partir du deutérium en passant par l'Hélium 3 (un neutron, deux protons) ou par le Tritium (deux neutrons, un proton). Le deutérium est le point de départ de toutes les réactions qui conduisent à l'hélium.
Après l'hélium 4, qui est un noyau particulièrement stable, le processus de construction de noyaux par addition d'un neutron ou d'un proton tourne court : en effet, il n'existe pas de noyau stable de masse 5. Pour sauter le pas, il faudrait fusionner de l'hélium avec du deutérium ou un autre noyau d'hélium, mais à cause de l'expansion de l'Univers, température et densité ne sont plus suffisantes pour vaincre la répulsion entre noyaux chargés positivement.
Pendant le Big Bang, se forment donc extrêmement peu d'éléments plus lourds que l'hélium : un peu de lithium 7 et de béryllium 7. Tous les noyaux plus lourds se forment donc dans les étoiles.
Certains éléments créés par la nucléosynthèse primordiale sont radioactifs et se transforment rapidement : le tritium en hélium 3 (en 12 ans) et le béryllium 7 en lithium 7 (en 53 jours). Les autres sont stables.