La nucléosynthèse primordiale : une fenêtre sur la physique des premières minutes de l’Univers
Aux tous premiers instants de son histoire, l’univers, extrêmement dense et chaud, est un plasma constitué de rayonnement et de particules. C’est pourquoi la physique de l’infiniment petit s’y applique admirablement. Elle constitue la clé de la compréhension d’une période cruciale de l’histoire du monde, celle qui a vu apparaître les premiers noyaux d’atomes.

Introduction
La nucléosynthèse primordiale (BBN) qui s’est déroulée dans les minutes suivant le Big-Bang a formé les éléments chimiques les plus légers : hydrogène, hélium et lithium. Elle constitue, aux côtés de l’expansion de l’Univers et du rayonnement cosmologique fossile (« Cosmic Microwave Background », CMB 1), l’un des trois piliers de la théorie du Big-Bang. En effet, les proportions relatives des isotopes de ces éléments, couvrant 9 ordres de grandeur, de 4He/H ≈ 0,1 à 7Li/H ≈ 10-10 (rapport en nombre qui correspond au rapport du nombre d’atomes de l’élément sur le nombre d’atomes de l’hydrogène) sont expliquées de manière cohérente dans le cadre du modèle cosmologique standard. La densité baryonique de l’Univers Ωb (qui correspond à la densité d’atomes, ou de façon équivalente, le paramètre η utilisé dans cet article qui est le rapport du nombre de baryons au nombre de photons) est un paramètre de première importance pour la cosmologie. Afin de déterminer Ωb, il convient de confronter les calculs théoriques de nucléosynthèse primordiale et les observations astronomiques des isotopes cosmologiques impliqués. Par ailleurs, le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) dévolu à l’étude du CMB a permis de déterminer que cette densité baryonique de l’Univers vaut 4 % de sa densité totale avec une bonne précision. Il faut aussi noter que le nombre de familles de neutrinos, qui intervient dans le calcul du taux d’expansion de l’Univers primordial, a été déterminé par les expériences de physique des