Одной из основных проблем, решаемых астрофизикой, является
исследование химического состава звездных атмосфер, с конечной
целью понять, где и как образуются различные химические элементы.
Согласно общепринятой картине, наблюдаемая часть Вселенной
образовалась в результате Большого Взрыва. В течение первых нескольких минут
ее существования сформировались все ядра водорода и значительная
часть ядер гелия, из имеющихся сегодня во Вселенной. Газ
конденсировался в гигантские облака, послужившие основой для
формирования протогалактик. Часть вещества протогалактик была
израсходована на строительство первых звезд. Химический состав
этих звезд должен быть таким же, как и вещества, синтезированного
в Большом Взрыве: водород, гелий и немного лития. В недрах
массивных звезд первого поколения последовательно происходили
процессы горения гелия, углерода, кремния; в последнем процессе
синтезируется большинство элементов железного пика. Когда, в конце
своей жизни, массивная звезда взрывалась как Сверхновая, ядра
синтезированных тяжелых элементов рассеивались в межзвездной
среде, являясь исходным продуктом для генерации звезд второго
поколения. Эти тяжелые элементы можно назвать первичными, т.е.
синтезированными в звездах первого поколения. В массивных звездах
первого поколения различные тяжелые элементы не синтезировались
одинаково эффективно. В тех объектах первого поколения, которые
заканчивают свою эволюцию производством ядер железного пика, и
взрываются как Сверхновые, эффективен синтез элементов тяжелее
железа в процессе финальной нейтронизации вещества в плотных
нейтронных потоках (r-процесс), но не образуются элементы, для
синтеза которых необходимо облучение ядер железного пика
медленными нейтронами (s-процесс). Например, в звездах первого
поколения невозможно синтезировать значительное количество ядер
бария. Для эффективного синтеза бария, часть вещества,
обогащенного первичными элементами железного пика, должна быть
израсходована на образование звезд второго поколения. Затем, в
процессе эволюции звезд второго поколения, у части из них (с
массами меньше
) должны
реализоваться условия, обеспечивающие возможность протекания
реакций s-процесса. Поэтому барий и другие элементы,
синтезируемые в s-процессе, называются вторичными элементами.
Звезды третьего поколения, образовавшиеся как из вещества, прошедшего
фазу звезд второго поколения, так и из вещества, выброшенного первичными
звездами, содержат все тяжелые элементы, но относительное
содержание вторичных элементов в них значительно снижено. Наблюдается
большое число таких звезд.
Скорость эволюции определяется массой звезды, поэтому представляется теоретически вероятным обнаружение маломассивных звезд первого и второго поколений. Звезды первого поколения, если ультрамаломассивная доля их все еще существует, содержат только водород, гелий и литий. В атмосферах звезд второго поколения не должны наблюдаться вторичные элементы, но элементы тяжелее железа, синтезируемые преимущественно в r-процессе, должны присутствовать.