Как появились звезды во вселенной
Обнаружена самая древняя звезда во Вселенной
Ученые оценивают возраст нашей Вселенной в 13,8 миллиардов лет. Но когда появились первые звезды? Ответ удалось узнать несколько лет назад – согласно результатам исследования, опубликованного в журнале Nature, самые первые небесные светила зажглись спустя 180 миллионов лет после Большого взрыва. На самом деле ученые до сих пор не могут с уверенностью сказать когда именно родились первые звезды и галактики, но существуют все основания полагать, что это произошло 400-500 миллионов лет после Большого взрыва – именно тогда Вселенная стала достаточно холодной для формирования молекул нейтрального водорода и их объединения в гигантские облака из газа, в которых и формируются звезды. Но могли ли некоторые звезды образоваться еще раньше, вскоре после Большого взрыва?
Могли ли первые звезды во Вселенной появиться до Большого взрыва
Как определить возраст звезды?
Начнем с того, что возраст нашей Вселенной удалось установить лишь в 1929 году, после того, как американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что помимо нашей галактики на просторах Вселенной существуют и другие. Более того, все эти объекты удаляются друг от друга. Хаббл понял, что поделив расстояние между галактиками на скорость их удаления друг от друга можно вычислить, как давно они были в одной точке.
Конечно, это грубая оценка возраста Вселенной. Для большей точности необходимо учесть, что из-за взаимного притяжения галактики несколько «притормаживают», а недавно открытая темная энергия, наоборот, ускоряет их. Последняя оценка возраста Вселенной – согласно данным космического аппарата «Планк», составляет 13,8 миллиарда лет. Это удалось установить с помощью открытия космического микроволнового фонового излучения или реликтового излучения.
Реликтовое излучение – это тепловое излучение, которое равномерно заполняет Вселенную. Считается, что оно возникло в эпоху первичной рекомбинации водорода в ранней Вселенной.
Но как определить возраст звезд? Как объяснили ученые, содержание железа в звезде является хорошим показателем ее возраста. Важно понимать, что в течение первых двух лет существования Вселенной звезды состояли в основном из водорода и гелия. Однако в более крупных звездах различные элементы, например кремний и железо, образуются в результате ядерного синтеза. Благодаря этому процессу атомные ядра более легких элементов сливаются вместе, чтобы создать более тяжелые.
Ученые полагают, что обнаружили одну из самых древних во Вселенной
Еще больше увлекательны статей о том, какие тайны скрывает в себе наша Всленная, читайте на нашем канале в Яндекс.Дзен. Там регулярно выходят статьи, которых нет на сайте!
Самая древняя звезда в галактике Млечный Путь
Согласно результатам исследования, опубликованного в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, исследователям удалось обнаружить самую старую звезду во Вселенной. Как пишут авторы научной работы, группа астрономов наблюдала звезду, которая вполне может оказаться почти такой же древней, как сама Вселенная. По мнению ученых, у красного гиганта, который вскоре станет сверхновой, самый низкий уровень железа по сравнению с другими известными на сегодняшний день звездными объектами.
Крайне низкое содержание железа в красном гиганте привело исследователей к выводу, что звезда родилась во времена, когда другие звезды во Вселенной не содержали такое количество элементов, как сегодня. Авторы статьи также обращают внимание на то, что звезда находится на последней стадии своей эволюции – массивные красные гиганты, как правило, заканчивают жизнь вспышкой сверхновой, после чего становятся либо нейтронными звездами (самыми плотными объектами во Вселенной), либо коллапсируют в черные дыры. Космос – очень загадочное место.
А как вы думаете, когда во Вселенной появились первые звезды? Давайте поговорим об этом с участниками нашего Telegram-чата, а также в комментариях к этой статье!
Звезда, которую обнаружила международная команда исследователей, была идентифицирована как SMSS J160540. 18-144323.1. Примечательно, что она расположена в пределах галактики Млечный Путь и находится примерно в 35 000 световых лет от Земли. Наблюдая за звездой, ученые обнаружили, что она содержит самый низкий уровень железа из всех известных звезд во всей галактике.
Этот красный гигант – самая древняя звезда в галактике Млечный Путь
Таким образом, открытие позволяет предположить, что SMSS J160540.18-144323.1 принадлежит к древней группе звезд, жизненный путь которых можно проследить вплоть до Большого Взрыва – главного космического события, создавшего вселенную 13,8 миллиарда лет назад.
Эта невероятно анемичная звезда, которая, вероятно, образовалась всего через несколько сотен миллионов лет после Большого Взрыва, имеет уровень железа в 1,5 миллиона раз ниже, чем у Солнца. Это как одна капля воды в олимпийском бассейне.
Если подвести краткий итог результатам последних научных исследований, то очевидно становится три вещи: во-первых, звезда SMSS J160540.18-144323.1 скоро израсходует все топливо, питающее ее и станет сверхновой; во-вторых, ученые пока не могут точно сказать, когда именно во Вселенной появились первые звезды. Но это также означает, что будущие исследования, несомненно, помогут найти ответ на этот вопрос; и в-третьих, звезда SMSS J160540.18-144323.1 является самой древней в нашей родной галактике.
Когда во Вселенной появились первые звезды?
И хотя теория Большого взрыва как причина возникновения Вселенной и по сей день имеет много противников, лишь она одна наиболее полно и логично описывает физическою картину нашего мира и не противоречит наблюдениям. Один из наиболее важных этапов развития Вселенной в рамках теории Большого взрыва – это момент образования первых звезд. Когда же это произошло?
Итак, вернемся в нулевой момент времени. Из космологической сингулярности – точки с бесконечно высокой температурой вещества и плотностью – появляется наша Вселенная. Планковская эпоха – самая ранняя эпоха нашего мира, о которой мы имеем хотя бы какие-то предположения – длится всего 10 −43 секунд. Именно после Планковской эпохи происходит отделение гравитационного взаимодействия от всех остальных. Затем Вселенная переживает колоссальное инфляционное увеличение, в результате чего при экстремальных значениях, которых пытаются ныне достичь физики с помощью Большого адронного коллайдера, начинают образовываться различные фундаментальные частицы. Но в то же время происходит и падение температуры, что дает начало эпохе Нуклеосинтеза, образованию более привычных для нас химических элементов и отделению фундаментальных взаимодействий друг от друга. Может показаться, что все эти эпохи длились миллионы лет, но по представлению современной физики они прошли лишь за 100 секунд.
Но зато следующая эпоха, названная Протонной, длилась куда дольше – около 380 000 лет, и характерна она тем, что именно в это время образовалась вещество, необходимое для появления первых звезд. Образуются первые атомы, материя переходит из состояния плазмы в газообразное состояние, при этом отдавая тепловое излучение в виде фотонов. Именно это излучение мы называем реликтовым и именно оно является самым, если так можно выразиться, «старым излучением», которое мы можем фиксировать нашими приборами.
На миллионы лет во Вселенной становится относительно спокойно и темно. Эта эпоха так и названа – Темные века: помимо реликтового излучения любые источники света отсутствуют. И лишь после окончания Темных веков наступает то время, когда во Вселенной начинают образовываться первые звезды. Гравитация начинает «спрессовывать» огромные газообразные облака в звезды, внутри которых разгорается термоядерная реакция. Появляются первые источники яркого света в молодой Вселенной – начинается эпоха Реионизации.
Когда же именно появились первые звезды? В 2003 году первые подробные исследования на этот счет показали, что эпоха Реионизации началась по прошествии 350-450 млн. лет после Большого взрыва. Последующие изучения отодвинули начало появления звезд на 150 млн. лет – до 550 млн. лет со времени рождения Вселенной. Но самые последние данные, полученные в конце 2016 года, говорят о 700 млн. лет после Большого взрыва. Если это действительно верно, то уровень современной техники уже позволяет увидеть свет самых первых звезд Вселенной.
По мере сбора новой информации космологические данные постоянно меняются. Нет никаких сомнений, что время возникновения первых звезд будет еще несколько раз пересмотрено. Поэтому вернее всего будет сказать, что первые звезды во Вселенной появились в промежутке между 400 и 700 млн. лет после Большого взрыва.
Иллюстрация: depositphotos | digitalstorm
Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.
Звёздная эволюция — как это работает
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 10 6 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:
«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:
Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд): 
Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 10 27 тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.
Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).
Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.
Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.
Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):
Как появились звезды во вселенной
Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует из датированного 1692 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
В космологии есть четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд св. лет эти шкалы совпадают.
DL В расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству.
DA Галактики на самом краю видимой Вселенной выглядят так же, как 13 млрд лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать.
DC Сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой).
DT Эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.
ЧЕТЫРЕ ШКАЛЫ
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100 К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10-20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).