Na trzech odległych gwiazdach: HD 187861, HD 196944 i HD 224959 w galaktyce Mlecznej Drogi odkryto wielką obfitość ciężkiego pierwiastka ołowiu. To odkrycie w dużym stopniu potwierdza opinię, że ponad połowa stabilnych pierwiastków cięższych niż żelazo tworzy się w gwiazdach w pod koniec ich życia, w fazie kiedy wypala się hel, a pozostała połowa, podczas wybuchów supernowych.
Ołów jaki znajduje się w każdej z trzech gwiazd waży mniej więcej tyle co nasz Księżyc. Obserwacje wskazują, że te „ołowiowe gwiazdy”, z których każda znajduje się w układzie podwójnym gwiazd, są bogatsze w ołów niż w jakikolwiek inny pierwiastek cięższy niż żelazo. Ten nowy rezultat doskonale zgadza się z przewidywaniami obecnego modelu gwiazdowego dotyczącego tworzenia się cięzkich pierwiastków we wnętrzach gwiazd.
Obserwacji tych dokonała belgijsko-francuska grupa astronomów przy użyciu spektrometru Coude Echelle na należącym do ESO (European Southern Observatory) 3,6-metrowym teleskopie w La Silla Observatory w Chile.
Podczas Wielkiego Wybuchu mogły powstać tylko pierwiastki takie jak wodór, hel i lit. Cięższe pierwiastki są produkowane w gwiazdach. W procesie nukleosyntezy (łączenia jąder lżejszych pierwiastków) z wodoru powstaje hel, z helu węgiel, potem tlen i tak dalej. Ten proces ma jednak ograniczenia i żaden pierwiastek cięższy niż żelazo nie powstanie w ten sposób.
Cięższe pierwiastki powstają w wyniku bardziej zaawansowanych procesów. Są to tzw. „r-procesy” (r jak 'rapid’ – nagły) i „s-procesy” (s jak 'slow’ – powolny). O r-procesach mówimy, kiedy kolejne reakcje następują po sobie zanim pierwiastki stanowiące produkt poprzedniej reakcji ulegną rozpadowi. Może do nich dochodzić na przykład podczas eksplozji supernowych, gdy odpowiednio silny strumień neutronów umożliwia ustabilizowanie pierwiastków stanowiących produkt reakcji. S-procesy zachodzą powoli w normalnych gwiazdach w tak zwanej fazie AGB, która ma miejsce tuz przed ostatecznym wypaleniem się gwiazdy i przemianie jej w białego karła.
Od wielu lat prowadzi się badania zmierzajace do dokładnego zrozumienia s-procesu. Ostatnie modele komputerowe pozwalają przypuszczać, że proces ten jest najbardziej efektywny w gwiazdach o stosunkowo niskiej zawartości metali.
W tych gwiazdach, które utworzyły się we wczesnym stadium powstawania naszej galaktyki, w wyniku s-procesu mogą efektywnie powstawać najcięższe stabilne pierwiastki takie jak ołów (l.a. 82) i bizmut (l.a. 83) – jako że więcej neutronów przypada na jedno jądro atomu żelaza. Dlatego te gwiazdy w porównaniu np. ze Słońcem powinny wykazywać obfitość ołowiu w stosunku do żelaza.
Aby potwierdzić tą teorię potrzebne było odkrycie gwiazd o opisanych powyżej właściwościach, tym trudniejsze, że linie spektralne ołowiu są stosunkowo słabe, a gwiazdy AGB niezmiernie rzadkie w okolicy Układu Słonecznego.
Grupa belgijskich i francuskich naukowców odkryła obfitość ołowiu na trzech gwiazdach typu CH: HD 187861, HD 196944 i HD 224959 znajdujących się w odległości 1 600 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazdy tego typu, nazywane są tak z powodu występowania molekuł węglowodoru (CH) w ich spektrogramach. Gwiazdy nie weszły jeszcze w fazę AGB, jednak obfitość ołowiu można wyjaśnić. Wynika ona z obecności towarzyszącego im białego karła, w którym w przeszłości zachodziły te procesy. W procesie tworzenia mgławicy powstałe pierwiastki dostały się do atmosfery obserwowanych gwiazd. W trakcie dokładnych obserwacji udało się wykluczyć ewentualność, że obecność ołowiu mogła być skutkiem r-procesu.
