Voir la source de Nucléosynthèse primordiale

{{Voir homonymes|BBN}}

La '''nucléosynthèse primordiale''' (BBN, pour l'[[anglais]] ''{{langue|en|Big Bang nucleosynthesis}}'') est un événement de [[nucléosynthèse]] (c'est-à-dire de synthèse de [[noyau atomique|noyaux atomiques]]) qui, selon la théorie du [[Big Bang]], s'est déroulé dans tout l'[[Univers]] pendant les premières dizaines de minutes de [[histoire de l'Univers|son histoire]], dans un intervalle de temps compris entre {{unité|10 s}} et {{unité|20 min}}.

La nucléosynthèse primordiale a produit l'essentiel du [[deutérium]], de l'[[hélium 3]] et de l'[[hélium]], et une faible proportion de [[lithium]], de [[béryllium]] et de [[bore]]. Les autres noyaux, hormis le [[protium]] qui ne requiert aucune synthèse, sont le produit de la [[nucléosynthèse stellaire]], beaucoup plus tardive et toujours en cours, et la majeure partie du lithium, du béryllium et du bore provient de réactions de [[spallation]], également dans les [[étoile]]s.

== Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale ==
=== Pourquoi introduire ce modèle ? ===
Actuellement, il y a environ {{unité|1|atome}} de [[deutérium]] ([[hydrogène]] lourd, noté {{2}}H ou D) pour {{unité|50000|atomes}} d'hydrogène ({{1}}H). Même si son [[Deutérium#Abondance naturelle|abondance]] est relativement faible, il est néanmoins le {{7e|isotope}} le plus abondant de l'Univers. Or le deutérium est l'un des noyaux les moins [[Énergie de liaison atomique|liés]] (un excédent d'énergie de {{unité|2.2|MeV}}, par exemple apporté par un photon, suffit à séparer le proton et le neutron qui le constituent) et ne résiste pas aux températures typiques des milieux stellaires, où il est détruit par les [[fusion nucléaire|réactions nucléaires]] (à partir d'un million de [[kelvin]]s) :

En effet, au cours de la [[nucléosynthèse stellaire]], les étoiles synthétisent de l'hélium par fusion de l'hydrogène, mais la quantité produite, et surtout effectivement relâchée dans l'[[espace interstellaire]], est trop faible pour expliquer l'abondance de l'{{nobr|[[hélium 4]]}} dans l'Univers, car en fin de vie des étoiles de faible ou de forte masse, une bonne partie de l'hélium produit durant la [[séquence principale]] n'est pas relâché dans l'espace :
* les étoiles de faible masse ne relâchent que les couches externes qui ont été peu modifiées par les réactions de fusion. Leur cœur constitué principalement d'hélium se transforme en [[naine blanche]] ;
* quant aux étoiles plus massives, lorsque l’hydrogène est épuisé en son centre (entièrement transformé en hélium), l'hélium fusionne à son tour pour donner des éléments plus lourds, [[carbone]], [[oxygène]], [[néon]]... Voire pour les plus massives (> {{unité|8|[[Masse solaire|M{{ind|☉}}]]}}) des noyaux plus lourds jusqu’au [[fer]], notamment lors de la [[nucléosynthèse explosive]]. Dans ces étoiles, l'hélium produit qui est relâché provient d'une couche intermédiaire entre le cœur et l'enveloppe externe.

La quantité d'hélium formée par la nucléosynthèse stellaire reste en fin de compte peu importante. Cela implique donc que, à leur naissance, les [[galaxie]]s devaient déjà contenir une grande partie de l'hélium actuel. Son origine ne peut ainsi être expliquée ''a priori'' que par le [[Big Bang]].

=== Scénario de genèse de l'hélium lors du Big Bang ===
Au début de la nucléosynthèse primordiale (environ {{unité|100|secondes}} après le big-bang), les [[neutron]]s constituaient environ 12 % des [[baryon]]s, le reste étant formé de [[proton]]s. Ils se retrouvent alors quasiment intégralement à l'intérieur des noyaux d'{{nobr|[[hélium 4]]}} (noyau constitué de deux protons et deux neutrons), si bien que l'abondance en masse de ces derniers est d'environ 24 %. L'abondance en masse d'{{nobr|hélium 4}} (dans l'Univers) est en effet mesurée de l'ordre de 23 à 30 %.

Par ailleurs, cette abondance d'hélium a précisément une valeur plus ou moins constante (de 23 à 30 %) quel que soit le type de galaxie. Seul le [[Big Bang]] permet ainsi d'expliquer cette abondance actuelle.

Dans ce scénario, le deutérium résultant de la rencontre d'un proton et d'un neutron permit ensuite la formation d'{{nobr|[[hélium 3]]}} {{Nucléide|3|2|He}} et de [[tritium]] {{Nucléide|3|1|T}}, qui permirent ensuite de synthétiser de l'{{nobr|hélium 4}} {{Nucléide|4|2|He}}. Puis ces réactions s'arrêtèrent à cause de la dilution et du refroidissement rapide de l'univers en expansion. Il ne resta alors que quelques traces des [[nucléide]]s ayant servi d'intermédiaire (deutérium, {{nobr|hélium 3}}, tritium). Le [[Modèle standard de la cosmologie|modèle cosmologique standard]] prédit d'ailleurs une abondance de deutérium de 0,002 %, en excellent accord avec les observations, ce qui est un succès fondamental pour ce modèle.

=== Genèse des éléments lithium, béryllium et bore par spallation ===
Il existe un autre phénomène, dit de [[spallation]] : Les [[Rayon cosmique|rayons cosmiques]] hautement énergétiques brisent les [[atome]]s de [[carbone]], [[azote]] et [[oxygène]] en atomes plus légers ([[Lithium 6|{{6}}Li]], [[Lithium 7|{{7}}Li]], [[Béryllium 9|{{9}}Be]], [[Bore 10|{{10}}B]], [[Bore 11|{{11}}B]], [[Hélium|He]], [[Hydrogène|H]]...). Les quantités créées étant très faibles, ce phénomène est négligeable en ce qui concerne les abondances d’hélium, d’hydrogène et de deutérium, mais essentiel en ce qui concerne les éléments [[lithium]], [[béryllium]], [[bore]] ; en effet les étoiles n'en produisent pas car ils sont selon la théorie immédiatement détruits par les réactions de fusion.

Grâce à la combinaison de ces 3 modèles de la nucléosynthèse stellaire (incluant la nucléosynthèse explosive), de la nucléosynthèse primordiale et de la spallation, les abondances constatées de tous les atomes peuvent être expliquées.

=== Déroulement ===
La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est autour de {{nb|e9 K}} (soit dans les premières minutes après le Big Bang).

Avant {{unité|e10 K}} (t << {{unité|1|s}}), les [[photon]]s, les [[neutrino]]s et antineutrinos, les [[baryon]]s ([[neutron]]s et [[proton]]s) ainsi que les [[électron]]s et les [[positron]]s sont en équilibre selon les réactions :
:{| border = "0"
 | {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || + [[Neutrino électronique|{{mvar|ν}}{{ind|e}}]] || {{équil}} {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || + [[Électron|e{{exp|–}}]]
 |-
 | {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || + [[Positron|e{{exp|+}}]] || {{équil}} [[Antineutrino électronique|{{Surligner|{{mvar|ν}}}}{{ind|e}}]]
 |-
 | {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || &nbsp; || {{équil}} {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || + [[Électron|e{{exp|–}}]] || + [[Antineutrino électronique|{{Surligner|{{mvar|ν}}}}{{ind|e}}]].
 |}

Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi [[statistique de Maxwell-Boltzmann]] :

* <math>\frac{n_\text{p}}{n_\text{n}} = \text{e}^{-\frac{E_\text{p} - E_\text{n}}{kT}} = \text{e}^{-\frac{{\Delta}mc^2}{kT}}</math>

À {{unité|e10 K}}, les [[neutrino]]s se découplent. Ils interagissent faiblement avec la matière et l’équilibre est rompu. À la rupture de l’équilibre, on a un rapport {{mvar|n}}{{ind|p}}/{{mvar|n}}{{ind|n}} de l'ordre de 6 ({{unité|1|neutron}} pour {{unité|6|protons}}). N'étant alors modifié que par la [[Désintégration du neutron libre|désintégration β{{exp|–}} du neutron]] ({{nobr|[[Neutron|n]] ⟶ [[Proton|p]] + [[Électron|e{{exp|–}}]] + [[Antineutrino électronique|{{surligner|{{mvar|ν}}}}]]}} ; durée de vie : {{unité|880.3|±=1.1|s}}<ref>K.A. Olive ''et al.'' (Particle Data Group), [http://pdg.lbl.gov/2014/download/rpp2014-Chin.Phys.C.38.090001.pdf The Review of Particle Physics], ''Chin. Phys. C'', '''38''', 090001 (2014), page 1380</ref>), ce rapport va augmenter.

Tant que la température reste supérieure à {{unité|e9 K}}, les noyaux de deutérium (deutérons) formés ({{nobr|[[Neutron|n]] + [[Proton|p]] ⟶ [[Deutérium|D]] + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]}}) sont dissociés par les photons qui ont assez d’énergie à cette température. En effet, même si l'énergie moyenne des photons à cette température est déjà bien inférieure à l'[[énergie de dissociation]] du deutérium, les photons sont bien plus nombreux que les protons et neutrons, il existe donc malgré tout quelques photons très énergétiques qui empêchent la formation de deutérium.

Ces noyaux ne deviennent stables qu’à {{unité|e9 K}}. On a alors {{nobr|{{mvar|n}}{{ind|p}}/{{mvar|n}}{{ind|n}} ≈ 7}} et la nucléosynthèse primordiale commence avec la formation des éléments légers :
:{| border = "0"
 | {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || ⟶ || {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}}
 |-
 | {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}}
 |-
 | {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}}
 |-
 | {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}}
 |-
 | {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}}
 |-
 | {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || + {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || ⟶ || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + 2 {{Nucléide|1|1|p|Proton}}
 |-
 | {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + {{Nucléide|2|1|D|Deutérium}} || ⟶ || {{Nucléide|6|3|Li|Lithium 6}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + {{Nucléide|3|1|T|Tritium}} || ⟶ || {{Nucléide|7|3|Li|Lithium 7}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3}} || ⟶ || {{Nucléide|7|4|Be|Béryllium 7}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|6|3|Li|Lithium 6}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|7|3|Li|Lithium 7}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|6|3|Li|Lithium 6}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || ⟶ || {{Nucléide|7|4|Be|Béryllium 7}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|7|3|Li|Lithium 7}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}} || ⟶ 2 || {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |-
 | {{Nucléide|7|4|Be|Béryllium 7}} || + {{Nucléide|1|0|n|Neutron}} || ⟶ || {{Nucléide|7|3|Li|Lithium 7}} || + {{Nucléide|1|1|p|Proton}}
 |-
 | {{Nucléide|7|4|Be|Béryllium 7}} || + [[Électron|e{{exp|–}}]] || ⟶ || {{Nucléide|7|3|Li|Lithium 7}} || + [[Rayon gamma|{{mvar|γ}}]]
 |}

À {{nobr|t ≈ {{unité|3 e2 s}}}}, à cause de l’expansion, la température et la densité deviennent trop faibles pour permettre la fusion d’autres noyaux et la nucléosynthèse s’arrête.

=== Résultats ===
Pendant l'ère de la radiation (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques centaines de milliers d'années, le plasma est composé des noyaux résultants de cette nucléosynthèse :

* L'hydrogène :
L'hydrogène léger (un simple proton) résiduel, qui occupe (toujours) la place principale ~75 %.

De son [[isotope stable]], le [[deutérium]] : {{2}}H.

Le [[tritium]] {{3}}H quant à lui, s'est transformé progressivement en [[Hélium 3|{{3}}He]] au début de cette ère de par sa [[Radioactivité β]]{{exp|–}}, d'une [[Période radioactive|demi-vie]] de 12 ans 1/3 (dans les conditions « ambiantes », ''terrestres'' ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution).

* L'hélium :
L'[[hélium 3]] produit durant cette nucléosynthèse forme la source principale de l'hélium 3 naturel, confondu avec l'hélium 3 issu de la radioactivité du tritium initial (cf. paragraphe ci-dessus).

L'[[hélium 4]] constitue presque tout le reste de la matière ayant réagi ~24 %. Tous les neutrons y sont incorporés.

'''Note :''' Dans l'Univers actuel, la majorité de l'hélium provient de l'hélium primordial, l'activité stellaire n'a augmenté son abondance qu'au plus de quelques pour cent.

Toutefois, la quasi-intégralité de l'hélium actuellement présent sur Terre n'est ni de l'hélium primordial, ni stellaire, mais celui issu de la [[radioactivité α]] des éléments lourds, [[thorium]] et [[uranium]].

* Le lithium :
Il reste une dose infime de [[lithium]] ([[Lithium 6|{{6}}Li]] et [[Lithium 7|{{7}}Li]]) primordial, ou provenant de la [[capture électronique|radioactivité ε]] du [[béryllium]] [[Béryllium 7|{{7}}Be]] initialement produit, se transformant en [[Lithium 7|{{7}}Li]] en une demi-vie de {{unité|53.12|jours}} (dans les conditions « ambiantes », ''terrestres'' ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Ces traces infimes de [[Lithium 7|{{7}}Li]] ont été découvertes par [[François Spite|François]] et [[Monique Spite]] en étudiant les spectres d'étoiles du [[halo galactique]] en utilisant le télescope de {{unité|3.6|m}} de l'[[observatoire Canada-France-Hawaï]]<ref>{{ads|1982A&A...115..357S}}</ref>{{,}}<ref>{{ads|1982Natur.297..483S}}</ref>.

Éléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène [[Deutérium|{{2}}H]] et [[Tritium|{{3}}H]] et de l'hélium [[Hélium 3|{{3}}He]], n'ont pas réagi avant la fin de la nucléosynthèse.

Les mesures d’abondance de lithium 6 et 7 dans ces étoiles ne coïncident pas avec les prédictions faites par le modèle de la nucléosynthèse primordiale et constitue ce qu’on appelle le [[problème du lithium cosmologique]].

=== Caractéristiques ===
Un paramètre clé de la nucléosynthèse primordiale est le rapport entre le nombre de [[baryon]]s ([[nombre baryonique]]) et le nombre de [[photon]]s qui reste conservé :

* {{mvar|η}} = nombre de [[baryon]]s / nombre de [[photon]]s ~ {{nb|e-10}}

{{refsou|Ce seul rapport suffit à déterminer les abondances primordiales des différents éléments légers créés lors de la nucléosynthèse primordiale}}.

== Abondances des éléments ==
{{Article détaillé|abondance des éléments chimiques}}
La mesure des abondances des éléments représente des enjeux importants, notamment l'apport d'un élément de preuve à la théorie du [[Big Bang]].

=== Prévisions ===
Le modèle standard prévoit des abondances de 25 % pour l'hélium et 0,002 % pour le deutérium.

=== Mesure des abondances ===
Les abondances des éléments légers sont calculées par trois types de mesures :

* Juste après la nucléosynthèse primordiale, en observant des [[quasar]]s, qui sont des objets très éloignés (ils se trouvent à une distance de l’ordre de 10 à 13 milliards d’[[année-lumière|années-lumière]]). Étant très éloignés, on les observe aujourd’hui tels qu’ils étaient il y a 10 à 13 milliards d’années, lorsque l’activité stellaire, qui modifie les abondances, avait à peine commencé. La valeur trouvée pour l’abondance de deutérium est donc très proche de l’abondance primordiale.
* En effectuant des mesures dans le [[Système solaire]] ([[planète]]s ou [[Satellite naturel|satellites]] ayant une atmosphère, comme [[Jupiter (planète)|Jupiter]], [[Titan (lune)|Titan]]…, [[météorite]]s, molécules deutérées telles que HD, HDO (sur [[Terre]] par exemple)…) : les abondances sont figées depuis {{unité|4.5|milliards}} d’années par l’absence d’activité.
* À l’époque actuelle, en effectuant des mesures dans le [[milieu interstellaire]] (étoiles -jeunes et vieilles-, [[nébuleuse]]s gazeuses contenant du deutérium gazeux ou des molécules deutérées…).

Ces mesures sont effectuées en observant les [[spectre électromagnétique|spectre]]s d'absorption et d'émission des éléments et leur intensité (exemple avec l'hydrogène et le deutérium : observation des séries de [[série de Lyman|Lyman]] et de [[série de Balmer|Balmer]]).

=== Résultats ===
D'après la revue de [[Gary Steigman]] de 2006<ref name="Steigman06">{{en}} G.~Steigman ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=FIND+EPRINT+HEP-PH/0611209 N And The CBR Probe The Early Universe.]'', disponible sur l'[[arXiv]]. C'est un résumé de la revue parue en 2006 indiquée plus bas.</ref>{{,}}<ref name="Steigman05">{{en}} G.~Steigman, ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=IMPAE,E15,1 Primordial nucleosynthesis: successes and challenges.]'', Int.J.Mod.Phys.E15:1-36,2006. (entrée [[Stanford Physics Information Retrieval System|SPIRES]])</ref>, le [[modèle standard de la cosmologie]] prédit un rapport<ref>L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale.</ref> <math>\eta</math> = {{unité|6,1 ± 0,6 e-10}} en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de [[WMAP]]<ref name="Spergel03">D.N.~Spergel ''et al.'', ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=APJSA,148,175 First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters.]'', Astrophys.J.Suppl.148:175,2003. (entrée SPIRES)</ref> et de [[Large Scale Survey]] qui donne <math>\eta</math> = {{unité|6,14 ± 0,25 e-10}}. L'abondance primordiale de {{3}}He déduite des observations est également en accord avec les prédictions du modèle standard. L'abondance primordiale de {{4}}He présente un accord relativement moins bon car seulement à 2 sigma mais il est indiqué que la différence peut être due à des erreurs systématiques dans les mesures d'abondance et qu'il est donc difficile de savoir s'il faut y voir un signe d'une [[physique au-delà du modèle standard]]. Enfin, l'accord sur l'abondance de {{7}}Li est plus mauvais<ref name="MelendezRamirez">{{en}} J.~Melendez, I.~Ramirez, ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=ASJOA,615,L33 Reappraising the Spite lithium plateau: Extremely thin and marginally consistent with WMAP.]'', Astrophys.J.615:L33,2004</ref> mais étant donné que les observations faites sur l'abondance du {{7}}Li sont faites au sein d'étoiles de notre Galaxie il est tout à fait possible que l'abondance primordiale ait été modifiée par des processus stellaires et l'incertitude astrophysique sur cette mesure est donc élevée<ref name="Steigman05"/>.

Les prédictions du modèle standard peuvent être également confrontées à la mesure de certains paramètres cosmologiques, comme la [[densité baryonique]] dans l'Univers dont la valeur observée<ref>Voir [[Table des constantes astrophysiques]] pour la valeur précise de cette quantité.</ref> <math>\Omega_b h^2</math> = {{unité|0.023 0}} est en excellent accord avec la valeur prédite<ref name="Steigman06"/>.

En résumé<ref name="Steigman06"/>, le modèle standard de la cosmologie est robuste vis-à-vis des données observationnelles actuelles. Pour autant la mesure des abondances primordiales des éléments légers est une tâche délicate : les objets observés dans lesquels le deutérium n'a pas été affecté depuis sa création dans l'univers primordial sont assez rares, [[Hélium 3|{{3}}He]] est observé dans le gaz interstellaire de notre galaxie qui est actif d'un point de vue chimique et donc susceptible d'affecter l'abondance de cet élément, les erreurs systématiques sur l'observation de [[Hélium 4|{{4}}He]] sont probablement encore grandes. Il n'est donc pas exclu ''a priori'' que les valeurs observationnelles des abondances d'éléments légers varient quelque peu dans les années à venir et affectent potentiellement l'accord avec le modèle standard ce qui apporterait des indications et de nouvelles contraintes sur la physique au-delà de celui-ci.

== Implications ==
=== Nombre baryonique ===
{{Article détaillé|nombre baryonique}}
La connaissance des abondances permet de connaître de manière plus précise la valeur du nombre baryonique qui est le seul paramètre en jeu. Ce nombre baryonique est très important puisqu'il permet de déterminer la fraction de matière baryonique.

La différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus faible) de matière lumineuse (calculée à partir de l'observation) permet de déterminer la fraction de matière baryonique non lumineuse ([[trou noir|trous noirs]], [[naine brune|naines brunes]]).

De plus, la différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus élevée) de matière dynamique calculée à partir de ses effets gravitationnels (rotation des galaxies...)) permet de montrer l'existence de matière non baryonique inconnue à l'heure actuelle (neutrinos, ...).

== Autres modèles ==
Il existe d'autres modèles non standard qui introduisent une non homogénéité afin de mieux expliquer les différences qui pourraient exister entre les résultats des mesures et interpolations et les valeurs théoriques.

== Notes et références ==
{{Références}}

== Voir aussi ==
=== Bibliographie ===
* {{Article |langue=en |auteur1=Richard H. Cyburt |et al.=oui |titre=Big bang nucleosynthesis: Present status |périodique=Reviews of Modern Physics |volume=88 |numéro=1 |pages=015004 |jour=23 |mois=2 |année=2016 |doi=10.1103/RevModPhys.88.015004}}
*{{ lien arXiv| eprint=1801.08023 | auteur=Cyril Pitrou et al.| année=2018 | class=astro-ph.CO | titre=Precision big bang nucleosynthesis with improved Helium-4 predictions }}
*Richard Schaeffer, « La nucléosynthèse primordiale » ({{p.|89-101}}), ''In'' Marie-Odile Monchicourt (sous la direction de), ''Chaos et Cosmos'', Paris, Éditions Le Mail, 1986, {{ISBN|2-226-15564-3}}

=== Article connexe ===
* [[Nucléosynthèse]]

{{Palette|Chronologie du modèle standard de la cosmologie}}
{{Portail|astronomie|physique|cosmologie}}
[[Catégorie:Nucléosynthèse|primordiale]]
[[Catégorie:Histoire de l'Univers]]