La creación de los núcleos de elementos pesados es el resultado de una cadena de reacciones nucleares en las que intervienen unos ingredientes básicos. Sin su presencia esta tarea es imposible. Uno de ellos es el deuterio, cuyo núcleo contiene un protón y un neutrón, a diferencia del hidrógeno, que posee un único protón. Este isótopo está producido por reacciones en las que intervienen neutrones y protones. Sin embargo cuando las temperaturas son superiores a los 7x10⁹ K ( t = 3 s) estas reacciones son reversibles,

neutrón + protón « deuterio + g

de forma que el deuterio es destruido inmediatamente después de ser creado. Cuando la temperatura disminuye a 10⁹K ( t = 200s ), la reacción anterior ocurre únicamente de derecha a izquierda y el deuterio queda estabilizado. Esta situación favorece la formación de núcleos más pesados, en particular de helio, mediante un conjunto de reacciones ( figura 8-1-9) de las que citamos solamente algunas de ellas:

protón + neutrón Þ deuterio + g

deuterio + protón Þ helio-3 + g

deuterio + neutrón Þ tritio + g

tritio+ protón Þ helio + g

helio-3 +neutrón Þ helio + g

El núcleo de helio-3 contiene dos protones y un neutrón. Es un isótopo de helio constituido por dos protones y dos neutrones. Las reacciones del helio con el deuterio y el tritio, originarán núcleos de litio y berilio, pero en cantidades muy pequeñas. La nucleosíntesis primordial no produce elementos más pesados. Esta tarea será llevada a cabo por las reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas.

Al final del periodo de nucleosíntesis, la fracción de la materia que está bajo la forma de núcleos de helio es aproximadamente,

siendo A el número másico del núcleo, que está definido por la suma de los números de neutrones y protones que contiene y que es igual a la unidad para estas dos partículas.

De manera que el 25% de la materia creada en la nucleosíntesis primordial fue helio. Esta relación permanecerá practicamente inalterada y constituye una de las predicciones más sobresalientes de la cosmología estándard. Y es que cuando observamos estrellas o galaxias y calculamos su abundancia de helio, encontramos siempre un valor que supera ligeramente el 25%. No importa cuales sean sus propiedades y edad. En este sentido es conveniente señalar los esfuerzos realizados para descubrir galaxias muy jóvenes que estén muy poco contaminadas por la nucleosíntesis estelar. Vamos a comentar a continuación este punto.

El efecto principal de la nucleosíntesis estelar es la producción de elementos que son luego arrojados al medio interestelar en el curso de la evolución de la estrella. Fundamentalmente gracias a mecanismos como el viento estelar o la explosión de supernovas. Así, un gas que inicialmente tenía una composición primordial, es enriquecido por elementos ligeros pero también por los pesados que son el indicador más evidente de la contaminación experimentada. Cuando más baja sea ésta, más cercana será la medida de la abundancia de helio al valor predicho por la teoría de la nucleosíntesis primordial.

Otro de los resultados importantes relacionados con la nucleosíntesis primordial concierne a la contribución de la materia ordinaria cuya densidad esta comprendida en un rango muy estrecho,

0.011 h^-2 £ W (bariónica) £ 0.025 h^-2

Donde h = Ho/100