Astronomové z Evropské jižní observatoře (ESO) objevili trojici hvězd s vysokým zastoupením olova. Tento objev velmi dobře souhlasí s teorií vzniku těžkých prvků v nitrech hvězd.
Prvky až po železo vznikají nukleosyntézou, při které jsou lehčí jádra slučována v jádra těžší. Tak je tomu v současnosti i u našeho Slunce, v jehož nitru vzniká jadernou fúzí jader vodíku hélium. Protože jádra jsou kladně nabitá, vzrůstá s jejich rostoucí hmotností též jejich odpudivá síla. Proto tento proces funguje jen po určitou mezní hmotnost. Na této hranici leží železo. Všechny prvky těžší než železo nemohou tímto způsobem vzniknout.
U těchto prvků nastupuje jiný proces, takzvaný záchyt neutronu. Neutron je elektricky neutrální částice, tudíž není vystaven žádné odpudivé síle. Existují dvě možnosti, jak může k záchytu neutronu ve hvězdách docházet. A to buď při explozích supernov "r-procesem" (z angl. rapid = rychlý) nebo u AGB-hvězd "s-procesem" (z angl. slow = pomalý). AGB-hvězdy jsou hvězdy v určité fázi vývoje, kdy je spalován zároveň vodík i hélium ve dvou koncentrických obálkách. Tato fáze nastává krátce před tím, než hvězda odvrhne většinu vlastní hmoty a stane se bílým trpaslíkem. Předpokládá se, že zhruba polovina prvků těžších než železo vzniká právě s-procesem.
Současné počítačové modely předpověděly, že tento s-proces je nejvíce efektivní u hvězd s nižším zastoupením kovů než má například naše Slunce, protože je zde k dispozici větší množství volných neutronů. Produkce těžkých kovů tímto procesem končí u olova a bismutu. Dodatečně vzniklé ještě těžší prvky jsou nestabilní a zpětně se rozpadají právě na olovo.
Pátrání po přítomnosti olova ve hvězdách ovšem není jednoduché, protože jeho spektrální čáry jsou velmi slabé a navíc AGB-hvězdy s nízkým zastoupením kovů jsou v našem okolí velmi vzácné. Naštěstí ale existují CH-hvězdy, o kterýc je známo, že vždy jsou příslušníky dvojhvězdných systémů a právě u těchto hvězd bylo vysoké zastoupení olova zjištěno. CH-hvězdy ovšem ještě nedosáhly fáze ABG, tudíž u nich nemohlo olovo tímto způsobem vzniknout. Vtip je ale v tom, že společníci těchto hvězd jsou bílí trpaslíci, kteří v minulosti tou fází prošly a olovo se v nich vytvořilo. Na konci svého života pak odvrhly většinu vlastní hmoty a olovo se dostalo do CH-hvězd.
Astronomové se za pomoci 3,6m dalekohledu na observatoři v La Silla, který je vybaven echelletovým spektrometrem, zaměřili na trojici CH-hvězd ležících v naší Galaxii a skutečně v jejich spektrech nalezli významné zastoupení olova. Navíc z naměřeného zastoupení dalších prvků je zřejmé, že toto olovo muselo vzniknout právě s-procesem. V tomto bodě se teoretické modely pekfektně scházejí s pozorovanými výsledky.
V každé z hvězd se přitom nalézá množství olova, které je hmotnostně srovnatelné s naším Měsícem (7,4×10^22 kg).
Zdroj: ESO Press release
