برخوردهای ستاره‌ای چگونه سنگین‌ترین عناصر جهان را شکل دادند؟

ذرات ستاره‌ای در اطراف و حتی درون ما وجود دارند. انفجارهای کیهانی عظیم، عامل فراوانی نیمی از عناصر سنگین‌تر از آهن هستند و با گسترش جهان و شکل‌گیری ستاره‌ها و سیاره‌‌ها از گاز و غبار کهن، این عناصر هم راه خود را به زمین و دنیاهای دیگر پیدا کردند. با گذشت ۳٫۷ میلیارد سال از تکامل زمین، انسان‌ها و بسیاری از دیگر گونه‌ها هم این عناصر را در بدن و زندگی خود دارند.

برای مثال، عنصر ید یکی از مؤلفه‌های اساسی هورمون‌هایی است که برای کنترل رشد مغز و تنظیم سوخت و ساز خود نیاز داریم. ریزپلانکتون‌های اقیانوسی موسوم به Acantharea از عنصر استرونتیوم برای ایجاد اسکلت‌های معدنی پیچیده استفاده می‌کنند. عنصر گالیوم برای ساخت تراشه‌های گوشی‌های هوشمند و صفحات نمایش لپ‌تاپ‌ها ضروری است. آینه‌های تلسکوپ جیمز وب هم با طلا پوشیده شده‌اند که به دلیل ماهیت غیرواکنشی و قابلیت انعکاس نور فروسرخ، عنصری مفید است. البته نیازی به یادآوری نیست که این عنصر در صنعت جواهرات هم محبوبیت بالایی دارد.

دانشمندان سال‌هاست به دنبال پاسخی برای چگونگی تشکیل عناصر سنگین هستند، اما به جزئیات بسیار مبهمی در این باره دست پیدا کردند. با این‌حال اخیرا ستاره‌شناسان برای اولین بار توانستند ترکیبی از عناصر سنگین را در رویدادی کیهانی رصد کنند. به نوشته‌ی ساینتیفیک امریکن، این فرآیند دارای شواهدی درباره‌ی شکل‌گیری این عناصر است. میلیاردها سال پیش، ستاره‌ای ده برابر سنگین‌تر از خورشید در انفجاری چشمگیر از بین رفت و به تولد ستاره‌ای نوترونی، یکی از عجیب‌ترین اجرام جهان انجامید. این ستاره‌ی تازه‌ متولد‌شده باقی‌مانده‌ی هسته‌ی فشرده‌ی ستاره‌ای با چگالی بالا بود که در آن ماده، شکل‌های غیرقابل درکی پیدا می‌کند.

به نظر می‌رسید این ستاره‌ی نوترونی تک و تنها در اعماق فضا به مرگ خود ادامه دهد. با این‌حال، اغلب ستاره‌های سنگین در سیستم‌های دوتایی با یک همراه زندگی می‌کنند و شریک آن‌ها هم سرنوشت مشابهی دارد. ستاره‌‌ی یادشده هم دارای یک همراه بود. این دو ستاره به دور یکدیگر می‌چرخیدند و در رقصی که هزاران سال به طول انجامید، مسیری مارپیچی را در ابتدا به آهستگی و سپس به سرعت طی کردند. با نزدیک شدن این ستاره‌ها به یکدیگر، نیروهای کشندی باعث فروپاشی آن‌ها شدند و مواد غنی از نوترون را با سرعتی تقریبا برابر با یک سوم سرعت نور در فضا پراکنده کردند. در نهایت، ستاره‌ها با یکدیگر ادغام شدند و با ارسال نوسان‌هایی در فضازمان، یک آتش‌بازی کیهانی را در طیف الکترومغناطیسی پدید آوردند.

هنگام برخورد دو ستاره‌ی نوترونی در حدود ۱۳۰ میلیون سال پیش، سیاره‌ی آبی کمرنگ ما در بخشی آرام از راه شیری خانه‌ی دایناسورها بود. نوسان‌های فضازمانی یا امواج گرانشی از آن زمان مسیر خود را در کیهان آغاز کردند و درست زمانی به زمین رسیدند که حیات به شکل چشمگیری تغییر کرده بود. گونه‌های جدیدی تکامل یافتند و منقرض شدند، تمدن‌ها ظهور یافتند و سقوط کردند و در نهایت انسان‌هایی کنجکاو به آسمان خیره شدند و ابزارهایی را برای کارهای خارق‌العاده‌ای مثل اندازه‌گیری انحراف‌های کوچک در فضازمان ساختند. در نهایت، امواج گرانشی که با سرعت نور حرکت می‌کنند همراه با نور حاصل از برخورد، به زمین رسیدند. اخترفیزیک‌دان‌ها درخششی مشخص را تشخیص دادند که وجود عناصر جدید را تأیید می‌کند. به این ترتیب بشریت شاهد تولید عناصر سنگین بود.

این کشف پاسخی به پرسش‌های دیرینه‌ی اخترفیزیک بود و درعین‌حال پرسش‌های جدیدی را به وجود آورد. بسیاری از دانشمندان هیجان‌زده‌ شدند چرا که توانایی جدید آن‌ها برای کشف امواج گرانشی و همچنین نور یک منبع کیهانی به درک انفجارهای اخترفیزیکی و ترکیب عناصری به شیوه‌ای که قبلا غیرممکن بود، کمک می‌کند.

جستجو برای درک شکل‌گیری عناصر سنگین بخشی از تلاش علمی بزرگ‌تر برای پاسخ‌گویی به یک پرسش بنیادی است: همه چیز از کجا آمده است؟ تاریخ کیهانی عناصر جدول تناوبی از چند دقیقه پس از بیگ‌بنگ شروع می‌شود و تا زمان حال امتداد می‌یابد. اولین عناصر مثل هیدروژن، هلیوم و لیتیوم دقیقا سه دقیقه پس از تولد جهان به وجود آمدند. ستاره‌ها از این مواد اولیه شکل گرفتند، درخشیدند و چه در طول حیات و چه در مرگ انفجاری‌شان، عناصر جدیدی را در هسته‌های خود به وجود آوردند.

نسل بعدی ستاره‌ها که از غبار این انفجارها متولد شدند، به منبعی غنی از عناصر ستاره‌های آغازین تبدیل شدند. این فرآیند تا امروز ادامه یافت و شامل عناصر سبکی مثل هلیوم با دو پروتون به ازای هر اتم تا عناصر سنگینی مثل آهن است که ۲۶ پروتون در هسته‌ی اتم خود دارد. سنگین‌ترین عناصر مثل تنسین با ۱۱۷ پروتون به‌صورت طبیعی ایجاد نمی‌شوند؛ اما فیزیکدان‌ها می‌توانند آن‌ها را در شتاب‌دهنده‌های ذرات ایجاد کنند که معمولا تنها یک هزار ثانیه دوام می‌آورند و به سرعت دچار فروپاشی می‌شوند.

بر اساس نظریه‌ای مربوط به چند دهه قبل، نزدیک به نیمی از عناصر سنگین‌تر از آهن از طریق فرآیندی به نام فرآیند تند گیراندازی نوترون یا فرآیند r تولید می‌شوند. بقیه‌ی عناصر از فرآیند آهسته‌ی گیراندازی نوترون یا فرآیند s سرچشمه می‌گیرند. این توالی از واکنش‌ها در ستاره‌های کم‌جرم با عمر طولانی رخ می‌دهد.

در هر دو فرآیند r و s، یک یا چند نوترون به هسته‌ی اتم اضافه می‌شود. با این‌حال اضافه کردن نوترون باعث تولید عنصری جدید نمی‌شود زیرا عناصر بر اساس تعداد پروتون در هسته‌ی خود تعریف می‌شوند. آنچه به دست می‌آیند ایزوتوپی سنگین‌تر از عنصری یکسان است؛ هسته‌ای که شامل تعداد یکسانی پروتون و تعداد متفاوتی نوترون است. این ایزوتوپ سنگین اغلب اوقات ناپایدار و رادیواکتیو است. یک نوترون از طریق واپاشی بتا منفی به پروتون تبدیل می‌شود و الکترون و دیگر ذره‌ی زیراتمی به نام نوترینو را در این فرآیند دفع می‌کند. در این روش تعداد پروتون‌های هسته‌ی اتم افزایش می‌یابد و عنصر جدیدی متولد می‌شود.

تفاوت کلیدی بین فرآیند s و فرآیند r در سرعت آن‌ها است. در فرآیند s، اتم‌ها نوترون‌ها را به آهستگی به دام می‌اندازند؛ و زمان زیادی برای تبدیل نوترون جدید به پروتون و ایجاد عنصر ثابت بعدی در جدول تناوبی قبل از به دام افتادن نوترونی دیگر وجود دارد. این اتفاق در طی هزاران سال رخ می‌دهد زیرا تنها تعداد اندکی نوترون اضافه داخل ستاره‌ها وجود دارد که میزبان فرآیند s هستند به طوری که اتم‌ها تنها گاهی می‌توانند نوترون‌های جدید را به دام بیندازند.

در مقابل، فرآیند r می‌تواند طیف کاملی از عنصرهای سنگین را در کسری از ثانیه تولید کند. در این سناریو، نوترون‌ها فراوان هستند و قبل از آنکه زمانی برای فروپاشی داشته باشند، یکی پس از دیگری محکم به هسته‌ها برخورد می‌کنند. یک هسته می‌تواند به سرعت به ایزوتوپی ناپایدار تبدیل شود و به «خط نوترون چکی» برسد که به معنی حد مطلق نسبت نوترون به پروتون مجاز طبیعی داخل یک هسته است. سپس، هسته‌ی سنگین، بسیاری از نوترون‌های خود را از طریق واپاشی‌های بتا به پروتون تبدیل می‌کند یا آن‌ها را به هسته‌های کوچک‌تر تجزیه می‌کند و در نهایت مجموعه‌ای از عناصر سنگین پایدار را به وجود می‌آورد. هنوز ابهامات زیادی درباره‌ی جزئیات دقیق این فرآیند وجود دارند با این‌حال، پس از جذب شدن نوترون‌های اضافی به هسته و پیش از رسیدن آن به حالت پایدار، هسته‌‌هایی عجیب ظاهر می‌شوند که هنوز دانشمندان علت آن را نمی‌دانند. این هسته‌‌های میانی دارای مشخصاتی هستند که مرزهای فیزیک را جابه‌جا می‌کنند و اندازه‌گیری آن‌ها در آزمایشگاه کاری دشوار و حتی گاهی غیرممکن است.

دانشمندان در طی سال‌های گذشته مکان‌های احتمالی فرآیند r را پیشنهاد دادند، اما بیش از شش دهه است که حقیقت همچنان به‌صورت یک راز باقی مانده است. آن‌ها مدت‌ها تصور می‌کردند ابرنواخترهای نوع ۲ (مرگ انفجاری ستاره‌هایی با جرم هشت تا ده برابر جرم خورشید) ممکن است میزبان فرآیند r باشند؛ اما شبیه‌سازی ابرنواخترهای نوع ۲ (ابرنواختر رمبش هسته‌ای) معمولی هیچ اثری از تکثیر نوترونی و شرایط ترمودینامیک لازم را نشان نمی‌دهد و این اتفاق صرفا ممکن است در انفجارهای نادری رخ دهد که توسط میدان‌های قوی مغناطیسی کنترل می‌شوند. جیم ام لاتیمر و دیوید ان اسکرام در سال ۱۹۷۴، پیشنهاد دادند که فشارزدایی ستاره‌ی نوترونی می‌تواند مواد لازم برای فرآیند r را فراهم کند.

یک ستاره‌ی نوترونی زمانی متولد می‌شود که سوخت هسته‌ای ستاره‌ای سنگین تمام شود و گرانش باعث فروپاشی هسته به سمت داخل شود. نیروی حیرت‌انگیز جرم ستاره در هسته آن را تا چگالی‌های بسیار بالا فشرده می‌کند و باعث همجوشی الکترون و پروتون و تبدیل آن‌ها به نوترون می‌شود. درحالی‌که بقیه‌ی ستاره‌ها در ابرنواختر به عمر خود پایان می‌دهند، ستاره‌ی نوترونی که باقی‌مانده‌ی فشرده‌ای از چگال‌ترین مواد موجود در جهان است، به شکلی دست‌نخورده به عمر خود ادامه می‌دهد. ستاره‌های نوترونی سنگین‌تر در نهایت دچار فروپاشی شده و به سیاه‌چاله تبدیل می‌شوند اما هنوز نقطه‌ی دقیق این گذار را نمی‌دانیم.

ساختار داخلی ستاره‌های نوترونی هنوز به‌صورت یک راز باقی مانده است. شاید بخش زیادی از این ستاره‌ها از نوترون تشکیل شده و بخشی از سطح آن‌ها از پروتون‌هایی تشکیل شده است که در پوسته‌ی هسته‌های سنگین‌تر قرار دارند؛ اما فضای داخلی آن‌ها می‌تواند عجیب‌تر از این هم باشد. در اعماق ستاره‌ی نوترونی ممکن است ماده شکل عجیبی به خود بگیرید و از سوپ کوارکی و گلوئونی (ذرات تشکیل‌دهنده‌ی ماده‌ی معمولی) تا دریایی از هیپرون‌‌ها که از کوارک‌های عجیب تشکیل شده‌اند، تغییر کند.

لاتیمر و اسکرام نشان دادند، ماده‌ی غنی از نوترون زمانی دفع می‌شود که ستاره‌ی نوترونی با یک سیاه‌چاله برخورد کند؛ اما دانشمندان تا سال ۱۹۸۲، طرفدار سناریوی برخورد دو ستاره‌ی نوترونی بودند. در حالی که برخی پژوهشگرها برای درک چگونگی این برخوردها و تأثیر آن‌ها برای ساخت عناصر جدید کار می‌کردند برخی دیگر تلاش می‌کردند نوع نور حاصل از برخورد دو ستاره‌ی نوترونی را پیش‌بینی کنند. برخی افراد رابطه‌ای را بین برخوردهای ستاره‌ی نوترونی و انفجار پرتوی گاما نشان دادند. انفجار پرتوی گاما انفجارهایی پرانرژی در فضا هستند که جرقه‌ای از پرتوهای گاما را منتشر می‌کنند. از آنجا که هسته‌های فرآیند r ناپایدار هستند و دچار فروپاشی رادیو اکتیوی می‌شوند، می‌توانند مواد اطراف آن‌ها را گرم کنند و باعث ایجاد شراره‌های الکترو مغناطیسی شوند که حاوی ردپاهایی از عناصر تولیدشده هستند. برایان متزگر و همکاران او در سال ۲۰۱۰، اصطلاح «کیلونوا» را برای اشاره به چنین شراره‌هایی معرفی کردند چرا که این شراره‌ها تقریبا ۱۰۰۰ برابر درخشان‌تر از یک جرقه‌ی معمولی نور موسوم به نوا هستند.

در گذشته شواهد محدود به پیشرفت‌های تئوری بودند اما از چند سال گذشته دانشمندان توانستند ادغام اجرام سنگین به‌ویژه ستاره‌های نوترونی را رصد کنند.

رصدخانه موج گرانشی با تداخل‌سنج لیزری (LIGO) در سال ۲۰۱۵، برای اولین بار امواج گرانشی حاصل از ادغام دو سیاه‌چاله موسوم به GW150914 را رصد کرد. پس از گذشت چند سال، لایگو و رصدخانه‌ی همتای آن ویرگو برخوردهای بیشتری را از سیاه‌چاله‌های دوتایی رصد کردند. سپس در پاییز ۲۰۱۷، شایعاتی مبنی بر کشف برخورد ستاره‌ی نوترونی برای اولین بار توسط زوج لایگو-ویرگو منتشر شد. بر اساس این خبر، ستاره‌شناسان یک انفجار پرتوی گامای کوتاه و چیزی شبیه به کیلونوا را رصد کردند. این کشف بسیاری از فیزیک‌دان‌ها را هیجان‌زده کرد.

خیلی زود لایگو و تلسکوپ‌های مختلف سراسر جهان از رصد موج گرانشی موسوم به GW170817 مرتبط با سیگنال‌های الکترومغناطیسی خبر دادند. در فاصله‌ی کوتاهی از کشف این رویداد، نزدیک به ۷۰ مقاله در این باره در وب‌سایت آرکایو منتشر شد که پایگاهی برای انتشار نسخه‌ی اولیه‌ی مقاله‌های علمی است. این رویداد پیش‌زمینه‌ای بر وعده‌ی «نجوم پیام‌رسان‌های چندگانه» بود که به معنی توانایی دیدن پدیده‌ای کیهانی از طریق «پیام‌رسان‌های» مختلف و ترکیب این اطلاعات برای رسیدن به درک کامل‌تری از رویداد است. اولین بار بود که ستاره‌شناس‌ها امواج گرانشی و نور شامل نور پرتوی گاما، پرتوی ایکس، نور رادیویی و طیف مرئی را از یک منبع یکسان نجومی مشاهده می‌کردند.

سرچشمه‌ی امواجی که توسط لایگو-ویرگو رصد شدند، برخورد یک جفت ستاره‌ی نوترونی در فاصله‌ی تقریبی ۱۳۰ میلیون سال نوری از زمین بود. شاید این فاصله به نظر زیاد برسد اما برای یک منبع موج گرانشی فاصله‌ی نزدیکی است. جزئیات سیگنال مثل تغییر فرکانس و قدرت امواج به‌مرور زمان تغییر کردند؛ به این ترتیب پژوهشگرها توانستند وزن هر ستاره‌ی نوترونی را برابر با ۱٫۱۷ تا ۱٫۶ برابر جرم خورشید با شعاع ۱۱ الی ۱۲ کیلومتر تخمین بزنند.

با رسیدن سیگنال موج گرانشی، ستاره‌شناسان از تلسکوپ‌های موجود کمک گرفتند. لایگو و ویرگو در برخلاف رویدادهای قبلی موج گرانشی، منطقه‌ی موقعیت‌یابی GW170817 را به منطقه‌ی کوچک‌تری از آسمان محدود کردند. دقیقا ۱٫۷ ثانیه پس از ورود موج گرانشی، تلسکوپ‌های پرتوی گامای Fermi-GBM و INTERGAL انفجار کم‌رنگی از پرتوهای گاما را کشف کردند که تنها چند ثانیه در راستای جهت GW170817 دوام آورند. این کشف، ارتباط بین ادغام‌ ستاره‌ی نوترونی با انفجارهای پرتوی گامای کوتاه را برای اولین بار ثابت کرد.

با این‌حال داستان همین‌جا به پایان نرسید. تصاویر ثبت‌شده با تلسکوپ یک متری هنریتا سوپس در رصدخانه‌ی لاس کامپاناس شیلی، یک منبع جدید نور را در کهکشان قدیمی و درخشان NGC 4993 نشان داد. ستاره‌شناس‌ها با تجزیه‌ی نور به رنگ‌های تشکیل‌دهنده و بررسی طیف آن به این نتیجه رسیدند که عناصر سنگین در یک رویداد کیلونوا تشکیل شدند.

چگونگی تغییر طیف کیلونوا به مرور زمان هم جذاب بود. طول موج‌های کوتاه‌تر نور که آبی‌تر هستند در ابتدا اوج گرفتند و طول موج‌های سرخ طولانی‌تر بعدا غالب شدند. این قله‌ها را می‌توان بر اساس ترکیب و سرعت اولیه‌ی مواد منتشرشده از ادغام توصیف کرد. یک کیلونوای آبی بر اثر فورانی سریع تولید می‌شود که در اصل از عناصر سبک‌تر تشکیل شده و فاقد هرگونه لانتانید است. لانتانید‌ها عناصر فلزی جدول تناوبی از لانتان تا لوتتیم را تشکیل می‌دهند که دربرابر نور آبی بسیار کدر هستند. از طرفی کیلونوای سرخ به انتشار کند ماده حاوی مقدار زیادی عنصر سنگین به ویژه لانتانیدها نیاز دارد.

اما چگونه یک رویداد ادغام چنین عناصر مجزایی را تولید می‌کند؟ این پرسش هنوز در قلمروی ناشناس‌ها و حوزه‌ی نظریه و شبیه‌سازی قرار دارد. پژوهشگرها هنوز در تلاش هستند چگونگی انتشار ماده از چنین برخوردی و مواد تشکیل‌دهنده‌ی این مواد و کیلونوای حاصل از آن را درک کنند. تفکیک طیف‌های کیلونوا کار بسیار دشواری است. از آنجا که مواد با سرعت زیادی حرکت می‌کنند، ردپای عناصر متعدد هم با یکدیگر آمیخته می‌شوند. همچنین ما فاقد داده‌های مطمئن برای بسیاری از عناصر سنگین‌تر هستیم بنابراین به‌سختی می‌توانیم ظاهر طیفی آن‌ها را پیش‌بینی کنیم. تنها کشف ممکن از یک عنصر در طیف کیلونوای GW170817، استرونتیوم است. این کشف برای اثبات فرآیند r در این رویداد کافی است.

کشف چنین رویدادی، اثباتی برای چند دهه پیش‌بینی نظری است. اخترفیزیک‌دان‌ها بالاخره ارتباط بین ادغام ستاره‌های نوترونی و انفجارهای کوتاه پرتوی گاما را پیدا کردند. طیف کیلونوا حاوی آثاری از عناصر سنگین است که ثابت می‌کند ادغام‌های ستاره‌ی نوترونی حداقل یکی از موقعیت‌های تولید عناصر فرآیند r است.

اما هنوز باید نکات بیشتری را درباره‌ی این فرآیند آموخت و درک کرد. هنوز نوع مکانیزم تولید انفجارهای کوتاه پرتوی گاما مشخص نیست. ویژگی‌های مواد دفع‌شده در ادغام هم به واسطه‌ی نوترینوها تغییر می‌کنند. ردیابی دقیق این ذرات و برهم‌کنش آن‌ها در مدل‌های نظری مهم اما چالش‌برانگیز است و اغلب نیاز به مقدار بسیار زیادی توان رایانشی دارد. ما همچنین نمی‌دانیم چه جرمی هنگام ادغام دو ستاره‌ی نوترونی ایجاد می‌شود. شاید جرم حاصل، یک ستاره‌ی نوترونی دیگر باشد یا ستاره‌ای نوترونی که در حال تبدیل‌شدن به سیاه‌چاله است یا شاید یک سیاه‌چاله حاصل این ادغام باشد؛ بنابراین گرچه ادغام‌های ستاره‌ی نوترونی می‌توانند میزبان فرآیند r باشند، تنها موقعیت ممکن برای این رویدادها نیستند.

رصدهای ستاره‌های کهن حاوی عناصر فرآیند r، احتمال‌های دیگری مثل ابرنواختر‌های کمیاب و برخورد ستاره‌های نوترونی با سیاه‌چاله‌ها را مطرح می‌کنند. هنوز نمی‌توانیم منشأ عناصر سنگین را صرفا با یک رصد اندازه‌گیری کنیم. رصد GW170817 تازه آغاز این راه است.

همچنین نمی‌توان انتظار داشت که تمام کیلونواها شبیه به GW170817 باشند. شاید این رویدادها شکل‌های متعددی داشته باشند که هر کدام شاخصه‌های خود را دارند. در واقع ستاره‌شناسان دانشگاه شمال غربی یک کیلونوا را همراه با انفجار پرتوی گامای طولانی کشف کردند. ترکیبی جذاب که نشان می‌دهد ادغام‌ها می‌توانند انفجارهای پرتوی گاما با منحنی‌های نوری طولانی‌تر را هم به وجود بیاورند.

برای درک فرآیند r لازم است کارشناسان رشته‌های مختلف با یکدیگر همکاری کنند. ستاره‌شناس‌های رصدی معمولا ستاره‌های قدیمی و جدید را بررسی می‌کنند، ستاره‌شناس‌های موج گرانشی به اندازه‌گیری انحراف‌های فضازمانی می‌پردازند، نظریه‌پرداز‌های هسته‌ای مدل‌های ساختارهای هسته‌ای و مواد داخل ستاره‌های نوترونی را می‌سازند، فیزیک‌دان‌های هسته‌ای به ردیابی ویژگی‌های هسته‌های ناپایدار نوترونی می‌پردازند و اخترفیزیک‌دان‌های رایانشی هم با حل معادلاتی که ممکن است پردازش آن‌ها روی بزرگ‌ترین کامپیوترهای جهان ماه‌ها به طول بینجامد به شبیه‌سازی رویدادهایی مثل ادغام ستاره‌های نوترونی می‌پردازند.

دقت رصدخانه‌های موج گرانشی روز به روز افزایش می‌یابد و تلسکوپ‌های جدید برای جمع‌آوری نور آسمان‌گذرا آنلاین می‌شوند. پروژه‌های جدیدی مثل تأسیسات پرتوهای ایزوتوپی نادر که در می ۲۰۲۲ در دانشگاه میشیگان افتتاح شد به اندازه‌گیری ویژگی‌های هسته‌های کمیاب می‌پردازند. همچنین رصدخانه‌های پیشنهادی موج گرانشی مثل تلسکوپ زمینی اینشتین در اروپا در مرحله‌ی برنامه‌ریزی هستند.

ده‌ها سال پیشرفت در زمینه‌های مختلف ما را به نقطه‌ای رسانده است که می‌توانیم منشأ عناصر سنگین را پیدا کنیم؛ کاری که تا چند سال پیش غیرممکن بود. حالا می‌توانیم تمام قطعات پازل را کنار هم بگذاریم. هر ایزوتوپ از هر عنصری در جدول تناوبی، داستانی را درباره‌ی تاریخ هسته‌ای جهان نقل می‌کند.