gforce9#17
Amit a csillagokról írsz, mármint a működésükről az úgy van ahogy mondod, ez az elfogadott.
A kezdeti anyagarány kialakulásának modellje szerint, amikor a kezdeti atommagok kialakuhattak (lényegében 1 db proton) akkor a kezdeti proton-elektron plazma megfelelt egy csillag belsejének. Úgy értendő, hogy kellő hőmérséklet volt a fúzióhoz. Mindaddig, míg elég meleg volt a héliummá alakulás meg is indult. De mivel az univerzum tágult és hűlt, így a fúzió a hőmérséklet csökkenésével abbamaradt viszonylag hamar. Így alakult ki a kezdeti 20-25%-os hélium hányad. És ezért látunk a 12-13 milliárd éves távolságban lévő csillagokban is ennyit.
Ekkor, mivel a hőmérséklet lecsökkent onnantól egy jódarabig semmi sem történt. Ezután következett a hirdogén-hélium gázfelhők csillaggá való összehúzódása, amelyek belsejében újra megindulhatott a fúzió. Először a héliummá alakulás, utána a csillagfejlődéssel a nehezebb elemek. Tudtommal ez az elfogadott forgatókönyv jelenleg, amit alá is támasztanak a színképelemzések.