Перви́чный нуклеоси́нтез, совокупность процессов, приведшая к формированию первичного химического состава вещества (до образования звёзд). Считается, что первичный нуклеосинтез проходил в период от первой секунды до первых минут эволюции Вселенной. В результате термоядерных реакций и процессов бета-распада образовались наиболее распространённые химические элементы – водород $({\rm ^1H})$ и гелий-4 $({\rm ^4He})$ (при этом массовая доля гелия-4 составила чуть менее 25%), а также значительно более редкие дейтерий $({\rm ^2H}$ или ${\rm D})$, гелий-3 $({\rm ^3He})$ и литий-7 $({\rm ^7Li})$. В ходе первичного нуклеосинтеза образовались ещё некоторые химические элементы, однако их концентрация была ничтожной.

Цепочки термоядерных реакций в ранней Вселенной начинаются с образования дейтерия в реакции

$p+n→{\rm D}+γ,$где $p$ – протон (ядро атома водорода), $n$ – нейтрон, $γ$ – гамма-квант. Ядра дейтерия служат материалом для образования трития и гелия-3:

${\rm D}+{\rm D}→{\rm T}+p,$${\rm D}+{\rm D}→{\rm ^3He}+n,$${\rm D}+p→{\rm ^3He}+γ,$${\rm ^3He}+n→{\rm T}+p.$Затем гелий-3 и тритий перегорают в гелий-4:

${\rm T}+{\rm D}→{\rm ^4He}+n,$${\rm ^3He}+{\rm D}→{\rm ^4He}+p,$${\rm ^3He}+{\rm ^3He}→{\rm ^4He}+2p.$Практически все свободные нейтроны связываются в ядра гелия-4 из-за того, что реакции горения гелия-3 и трития идут быстрее, чем реакции их образования из дейтерия. Образование (и горение) более тяжёлых химических элементов идёт по цепочкам

${\rm T}+{\rm ^4He}→{\rm ^7Li}+γ,$${\rm ^3He}+{\rm ^4He}→{\rm ^7Be}+γ,$${\rm ^7Be}+n→{\rm ^7Li}+p,$${\rm ^7Li}+p→2\ {\rm ^4He}$и т. д.

Концентрация химических элементов на момент завершения первичного нуклеосинтеза чувствительна к двум параметрам Стандартной космологической модели: плотности барионов и плотности энергии всех релятивистских частиц, определяющих в эпоху первичного нуклеосинтеза темп космологического расширения на радиационно-доминированной стадии. Поскольку температуру излучения можно вычислить, зная современную температуру реликтового излучения, задача определения параметров Стандартной космологической модели сводится к определению двух измеряемых величин: количества барионов $η_b$, приходящихся на 1 фотон во Вселенной (т. н. мера барионной асимметрии Вселенной), и отношения $ϰ_r$ полной плотности релятивистских частиц в эпоху первичного нуклеосинтеза к полной плотности фотонов и трёх типов нейтрино и антинейтрино.

Для экспериментального определения этих параметров наиболее продуктивным является измерение распространённости дейтерия в ранней Вселенной (на 1 атом дейтерия приходится около 25 тыс. атомов водорода) по линиям поглощения в спектрах далёких квазаров. Результаты исследований согласуются в пределах ошибок с данными по анизотропии реликтового излучения, что является независимым подтверждением правильности выводов об эволюции и составе Вселенной. Сравнение результатов расчёта с наблюдениями дают следующие численные значения космологических параметров $η_b$ и $ϰ_r$:

$\eta_b\approx6\cdot10^{-10},\qquad ϰ_r\approx1,$что соответствует вкладу барионного вещества в полную плотность всех форм материи в современной Вселенной около 5% (погрешность около 10%).

Таким образом, анализируя данные по первичному нуклеосинтезу, можно независимо определить космологическую плотность барионов во Вселенной, а также сделать вывод о том, что в эпоху первичного нуклеосинтеза в ранней Вселенной не было дополнительных релятивистских частиц с заметной концентрацией, кроме фотонов и трёх типов нейтрино левой спиральности (и антинейтрино правой спиральности). Этот вывод находится в полном соответствии со Стандартной моделью физики элементарных частиц.