¿Por qué la formación de las primeras estrellas (población III) no ocurrió antes?

No podemos observar las estrellas de la población III directamente, por lo que nuestro conocimiento de ellas se basa en modelos informáticos. El modelo muestra que el principal problema es lograr que las nubes de hidrógeno que colapsan se enfríen lo suficiente como para volverse densas.

Puede parecer un poco extraño exigir que las nubes se enfríen porque, después de todo, queremos que la estrella en formación se caliente lo suficiente como para que comience la fusión. El problema es que necesitamos nubes de gas masivas (mucho más masivas que una sola estrella) para volverse lo suficientemente densas como para que comience la formación de estrellas. Para esto, necesitamos una forma en que la nube que se derrumba arroje energía, pero los átomos de hidrógeno no son muy buenos en esto y el universo primitivo estaba compuesto principalmente de hidrógeno y helio con solo pequeñas cantidades de átomos más pesados.

En las nubes de gas actuales, el enfriamiento se debe principalmente a moléculas y elementos más pesados. El mecanismo es que las colisiones excitan estados rotacionales, vibracionales y electrónicos, y estos decaen por emisión de fotones. El resultado final es irradiar la energía cinética (es decir, el calor) de la nube.

En el universo primitivo esto no podía suceder porque no había moléculas ni elementos pesados. El enfriamiento localizado solo se hizo posible cuando la temperatura promedio fue lo suficientemente baja como para que se formaran moléculas de hidrógeno. Una vez que las moléculas de hidrógeno se acumularon a un nivel significativo, podrían comenzar a convertir la energía cinética en fotones para que pudieran irradiarse.

Y eso es lo que fijó la escala de tiempo para la formación de la primera estrella. La temperatura promedio tuvo que caer lo suficiente para que se formaran moléculas de hidrógeno.