https://fremont.ninkilim.com/articles/we_are_made_of_stardust/fi.html
Maailmankaikkeus on valtava, dynaaminen kangas, joka on maalattu tähtien valolla ja niiden luomilla alkuaineilla. Alkuräjähdyksen katastrofaalisesta syntymästä kaukaiseen, hiipuvaan tulevaisuuteen kylmässä kosmoksessa tähtien sukupolvet – populaatiot III, II ja I sekä niiden mahdolliset seuraajat – ovat muokanneet maailmankaikkeuden kemiallista, fysikaalista ja biologista kehitystä. Tulisten elämien ja räjähtävien kuolemien kautta tähdet ovat luoneet alkuaineet, jotka muodostavat galakseja, planeettoja ja itse elämän. Tämä essee tutkii kosmisia aikakausia, sukeltaen tähtien sukupolvien alkuperään, ympäristöihin ja perintöön, tarkastellen yksityiskohtaisesti tähtien nukleosynteesiä – alkemistisia prosesseja, jotka voimistavat tähtiä ja tuottavat maailmankaikkeuden alkuaineet. Essee huipentuu syvälliseen totuuteen, että olemme tähtipölyä, uudestisyntyneitä muinaisten tähtien tuhkasta, ja pohtii tähtien muodostumisen tulevaisuutta pimentyvässä universumissa.
Maailmankaikkeus alkoi noin 13,8 miljardia vuotta sitten alkuräjähdyksellä, tapahtumalla, jossa oli ääretön tiheys ja lämpötila ja jossa kaikki aine, energia, avaruus ja aika syntyivät singulariteetista. Tämä alkukantainen inferno, kuumempi kuin 10³² K, piti perustavanlaatuiset voimat – gravitaation, sähkömagnetismin, vahvan ydinvoiman ja heikon ydinvoiman – yhtenäisessä tilassa, ohikiitävässä kosmisen symmetrian hetkessä.
Alle 10⁻³⁶ sekunnissa inflaatio – eksponentiaalinen laajeneminen – venytti maailmankaikkeuden subatomisista mittakaavoista makroskooppisiin ulottuvuuksiin, tasoittaen epäsäännöllisyyksiä ja kylväen tiheysvaihteluita, jotka myöhemmin muodostivat galakseja. 10⁻¹² sekunnin kohdalla vahva voima erottui elektroheikosta voimasta, jota seurasi sähkömagnetismin ja heikon voiman erottuminen noin 10⁻⁶ sekunnissa, kun lämpötilat laskivat alle 10¹⁵ K:n. Nämä erottelut loivat fysiikan lait, jotka ohjaavat ainetta kvarkeista galakseihin.
Yhden sekunnin kuluttua maailmankaikkeus jäähtyi noin 10¹⁰ K:iin, jolloin kvarkit ja gluonit pystyivät kondensoitumaan protoneiksi ja neutroneiksi vahvan voiman kautta. Seuraavien muutaman minuutin aikana – alkuräjähdyksen nukleosynteesin (BBN) aikakaudella – protonit ja neutronit fuusioituivat muodostaen alkukantaiset alkuaineet: noin 75 % vety-1 (¹H, protonit), 25 % helium-4 (⁴He) ja pieniä määriä deuteriumia (²H), helium-3:a (³He) ja litium-7:ää (⁷Li). Korkea lämpötila (~10⁹ K) piti nämä ytimet ionisoituneina, ylläpitäen varattujen hiukkasten plasmaa.
Noin 380 000 vuoden kuluttua (punasiirtymä z ≈ 1100) maailmankaikkeus jäähtyi noin 3000 K:iin, jolloin protonit ja heliumytimet pystyivät vangitsemaan elektroneja rekombinaatiossa. Tämä neutraloi plasman, muodostaen stabiileja vety- ja heliumatomeja. Aiemmin vapaiden elektronien hajottamat fotonit vapautuivat, luoden kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) – lämpökuvan, joka on nyt punasiirtynyt 2,7 K:iin laajenemisen vuoksi. CMB:n pienet vaihtelut (~1 osa 10⁵:ssä) paljastavat kosmisen rakenteen siemenet, jotka ovat nykyään havaittavissa observatorioilla, kuten Planck.
Rekombinaation jälkeen maailmankaikkeus siirtyi pimeisiin aikakausiin, tähdettömään aikakauteen, jota hallitsivat neutraali vety- ja heliumkaasu. Pimeän aineen haloissa tapahtuva gravitaatiokollapsi alkoi muodostaa tiheitä kokkareita, valmistellen näyttämöä ensimmäisille tähdille. Alkukantaiset alkuaineet, yksinkertaiset ja niukat, olivat raaka-aineita tähtien muodostumiselle, ja pimeä aine tarjosi gravitaation tukirakenteen.
Populaatio III -tähdet, ensimmäinen tähtisukupolvi, syttyivät noin 100–400 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen (z ≈ 20–10), päättäen pimeät aikakaudet ja aloittaen “kosmisen aamunkoiton”. Nämä tähdet muodostuivat tiheässä (~10⁻²⁴ g/cm³), lämpimässä (CMB ~20–100 K) ja kemiallisesti koskemattomassa maailmankaikkeudessa, joka koostui lähes kokonaan vedystä (~76 %) ja heliumista (~24 %), metallisuudella Z ≈ 10⁻¹⁰ Z⊙.
Varhaisen maailmankaikkeuden korkea tiheys mahdollisti kaasupilvien romahtamisen pimeän aineen minihaloissa (~10⁵–10⁶ auringonmassaa), saavuttaen tiheydet ~10⁴–10⁶ hiukkasta/cm³. Gravitaatiopuristuminen lämmitti pilviä ~10³–10⁴ K:iin, mutta jäähdytys riippui molekyylivedystä (H₂), joka muodostui reaktioiden, kuten H + e⁻ → H⁻ + γ, ja sen jälkeen H⁻ + H → H₂ + e⁻, kautta. H₂-jäähdytys pyörimis- ja värähtelysiirtymien kautta oli tehotonta, pitääkseen pilvet lämpiminä ja estäen pirstoutumisen. Korkea Jeans-massa (~10²–10³ auringonmassaa) suosi massiivisia prototähtiä.
Populaatio III -tähdet olivat todennäköisesti massiivisia (10–1000 auringonmassaa), kuumia (~10⁵ K pintalämpötila) ja valovoimaisia, säteillen voimakasta UV-säteilyä. Niiden korkea massa ajoi nopeaa fuusiota, pääasiassa CNO-syklin kautta (käyttäen varhaisten fuusioiden vähäisiä hiilimääriä), kuluttaen polttoaineen noin 1–3 miljoonassa vuodessa. Niiden kohtalot vaihtelivat: - 10–100 auringonmassaa: Ytimen romahdussupernovat, jotka hajottivat metalleja, kuten hiiltä, happea ja rautaa. - Yli 100 auringonmassaa: Suora romahdus mustiin aukkoihin, mahdollisesti varhaisten kvasarien siemeniksi. - 140–260 auringonmassaa: Parinstabiilisuussupernovat, joissa elektronien ja positronien parituotanto aiheutti täydellisen hajoamisen ilman jäännöksiä.
Populaatio III -tähdet olivat kosmisia arkkitehteja. Niiden UV-säteily ionisoi vetyä, edistäen uudelleenionisaatiota (z ≈ 6–15), tehden maailmankaikkeudesta läpinäkyvän. Niiden supernovat rikastuttivat tähtienvälistä väliainetta (ISM) metalleilla, mahdollistaen populaatio II -tähtien muodostumisen. Säteilyn, tuulten ja räjähdysten palautteet sääntelivät tähtien muodostumista ja muokkasivat varhaisia galakseja. Niiden mustien aukkojen jäännökset saattoivat muodostaa supermassiivisten mustien aukkojen siemeniä galaksien keskuksissa.
Populaatio III -tähtien suora havaitseminen on haastavaa niiden etäisyyden ja lyhyen eliniän vuoksi. James Webb -avaruusteleskooppi (JWST) on antanut vihjeitä: vuonna 2023 GN-z11 (z ≈ 11) osoitti ionisoidun heliumin (He II) emissiota ilman metallilinjoja, viitaten populaatio III -tähtiin. RX J2129–z8He II (2022, z ≈ 8) osoitti myös mahdollisia merkkejä, vaikka aktiiviset galaktiset ytimet (AGN) tai metalliköyhät populaatio II -tähdet ovat vaihtoehtoja. Vahvistus vaatii korkean resoluution spektroskopiaa metallien puuttumisen ja vahvan He II 1640Å -emission varmistamiseksi.
Tulevat instrumentit, kuten Extremely Large Telescope (ELT) ja JWST:n NIRSpec, tutkivat z > 10–20, kohdistuen koskemattomiin galakseihin. Simulaatiot viittaavat populaatio III -supernovien havaitsemiseen niiden ainutlaatuisten valokäyrien tai parinstabiilisuusräjähdysten gravitaatioaaltojen kautta. Metalliköyhät populaatio II -tähdet, kuten galaktisessa halossa olevat, voivat säilyttää populaatio III -supernovien saantoja, tarjoten epäsuoria todisteita. Nämä ponnistelut voivat paljastaa populaatio III -tähtien massan, metallisuuden ja roolin kosmisessa kehityksessä.
Populaatio II -tähdet muodostuivat noin 400 miljoonasta muutamaan miljardiin vuoteen alkuräjähdyksen jälkeen (z ≈ 10–3), kun galaksit kokoonpanivat vähemmän tiheässä ja viileämmässä maailmankaikkeudessa. Nämä tähdet muodostivat sillan alkukantaisesta aikakaudesta moderneihin galakseihin, rakentaen monimutkaisuutta metallien rikastumisen kautta.
Maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys laski laajenemisen myötä, mutta tähtiä muodostavat pilvet varhaisissa galakseissa saavuttivat ~10²–10⁴ hiukkasta/cm³ suuremmissa pimeän aineen haloissa (~10⁷–10⁹ auringonmassaa). CMB jäähtyi ~10–20 K:iin, ja populaatio III -supernovien rikastamat pilvet olivat metallisuudeltaan Z ≈ 10⁻⁴–10⁻² Z⊙. Metallit (esim. hiili, happi) mahdollistivat jäähdytyksen atomilinjojen kautta ([C II] 158 μm, [O I] 63 μm), laskien lämpötiloja ~10²–10³ K:iin. Pienet määrät pölyä tehostivat jäähdytystä lämpösäteilyn kautta. Vähentynyt Jeans-massa (~1–100 auringonmassaa) salli pirstoutumisen, tuottaen monipuolisia tähtimassoja.
Populaatio II -tähdet vaihtelevat pienestä massasta (0,1–1 auringonmassaa, elinikä >10¹⁰ vuotta) massiivisiin (10–100 auringonmassaa, ~10⁶–10⁷ vuotta). Niitä löytyy galaktisista haloista, pallomaisista tähtijoukoista (esim. M13) ja varhaisten galaksien pullistumista, ja niillä on alhainen metallisuus, tuottaen punertavampia spektrejä. Niiden muodostuminen ryhmissä heijastaa pirstoutumista, ja niiden supernovat rikastuttivat ISM:ää ~0,1 Z⊙:ään.
Populaatio II -tähdet edistivät galaktista kehitystä. Niiden supernovat syntetisoivat raskaampia alkuaineita (esim. pii, magnesium), muodostaen pölyä ja molekyylejä, jotka helpottivat tähtien muodostumista. Pienimassaiset populaatio II -tähdet, havaittavissa pallomaisissa tähtijoukoissa ja Linnunradan halossa, säilyttävät populaatio III -supernovien jälkiä. Säteilyn ja räjähdysten palautteet muokkasivat galaktisia kiekkoja ja sääntelivät tähtien muodostumista. Ne loivat perustan populaatio I -tähdille ja planeettakunnille.
Populaatio II -tähdet ovat havaittavissa pallomaisissa tähtijoukoissa, galaktisissa haloissa ja metalliköyhinä tähtinä (esim. HD 122563, Z ≈ 0,001 Z⊙). Äärimmäisen metalliköyhät tähdet (Z < 10⁻³ Z⊙) voivat heijastaa populaatio III -saantoja. Tutkimukset, kuten SDSS ja Gaia, sekä tulevat ELT-havainnot tarkentavat ymmärrystämme populaatio II -tähtien muodostumisesta ja varhaisten galaksien kokoamisesta.
Populaatio I -tähdet, jotka ovat muodostuneet noin 10 miljardin vuoden takaa nykypäivään (z ≈ 2–0), hallitsevat kypsiä galakseja, kuten Linnunradan kiekkoa. Nämä tähdet, mukaan lukien Aurinko, mahdollistivat planeetat ja elämän metallirikkaiden ympäristöjensä kautta.
Maailmankaikkeus on harva (~10⁻³⁰ g/cm³), ja tähtien muodostuminen tapahtuu tiheissä molekyylipilvissä (~10²–10⁶ hiukkasta/cm³), joita käynnistävät spiraalitiheysaallot tai supernovat. CMB on 2,7 K, ja pilvet, joissa Z ≈ 0,1–2 Z⊙, jäähtyvät ~10–20 K:iin molekyylilinjojen (esim. CO, HCN) ja pölyemissioiden kautta. Matala Jeans-massa (~0,1–10 auringonmassaa) suosii pieniä tähtiä, vaikka massiiviset tähdet muodostuvat aktiivisilla alueilla.
Populaatio I -tähdet vaihtelevat punaisista kääpiöistä (0,08–1 auringonmassaa, >10¹⁰ vuotta) O-tyypin tähtiin (10–100 auringonmassaa, ~10⁶–10⁷ vuotta). Niiden korkea metallisuus tuottaa kirkkaita, metallirikkaita spektrejä linjoilla, kuten Fe I ja Ca II. Ne muodostuvat avoimissa tähtijoukoissa (esim. Plejadit) tai sumuissa (esim. Orion). Aurinko, 4,6 miljardia vuotta vanha populaatio I -tähti, on tyypillinen.
Korkea metallisuus mahdollisti kivisten planeettojen muodostumisen, kun pöly ja metallit protoplanetaarisissa kiekoissa muodostivat planetesimaaleja. Auringon kiekko tuotti Maan noin 4,5 miljardia vuotta sitten, ja pii, happi ja rauta muodostivat maankaltaisia planeettoja, kun taas hiili mahdollisti orgaaniset molekyylit. Auringon vakaa tuotto ja pitkä elinikä ylläpitivät asuttavaa vyöhykettä nestemäiselle vedelle, edistäen hiilipohjaista elämää miljardeja vuosia. Populaatio I -tähtien monimuotoisuus ajaa jatkuvaa ISM:n rikastumista, ylläpitäen tähtien ja planeettojen muodostumista.
Populaatio I -tähdet hallitsevat Linnunradan kiekkoa ja ovat havaittavissa tähtien muodostumisalueilla ja joukoissa. Eksoplaneettatutkimukset (esim. Kepler, TESS) osoittavat, että korkean metallisuuden tähdet isännöivät todennäköisemmin planeettoja, ja noin 50 % auringonkaltaisista tähdistä saattaa sisältää kivisiä maailmoja. Spektroskopia paljastaa niiden metallirikkaan koostumuksen, jäljittäen kumulatiivista rikastumista.
Kun pimeä energia ajaa kosmista laajenemista, maailmankaikkeus muuttuu kylmemmäksi, vähemmän tiheäksi ja metallirikkaammaksi, muuttaen tähtien muodostumista. Noin 100 miljardin vuoden kuluttua (z ≈ -1) tähtien muodostuminen hidastuu, ja noin 10¹² vuoden kuluttua se saattaa lakata, johtaen pimeään, entropiseen kosmokseen.
Keskimääräinen tiheys laskee, eristäen galakseja. CMB jäähtyy alle 0,3 K:n, ja pilvet, joissa Z > 2–5 Z⊙, jäähtyvät tehokkaasti metallien (esim. [Fe II], [Si II]) ja pölyemissioiden kautta. Tähtien muodostuminen riippuu harvinaisista kaasukertymistä, sillä suurin osa galaktisesta kaasusta kulutetaan tähtien muodostumiseen, supernoviin tai mustien aukkojen suihkuihin. Galaksien sulautumiset voivat tilapäisesti lisätä tähtien muodostumista.
Tulevat tähdet ovat pienimassaisia punaisia kääpiöitä (0,08–1 auringonmassaa, 10¹⁰–10¹² vuotta) tehokkaan jäähdytyksen ja matalan Jeans-massan vuoksi. Massiiviset tähdet ovat harvinaisia, koska korkea metallisuus estää suurten prototähtien kertymisen. Nämä tähdet säteilevät heikkoa infrapunavaloa, himmentäen galakseja. Metallirikkaat kiekot suosivat kivisiä planeettoja.
Galaksit haalistuvat tähtien kuollessa, jättäen jälkeensä valkoisia kääpiöitä, neutronitähtiä ja mustia aukkoja. Elämä saattaa riippua keinotekoisesta energiasta tai harvinaisista tähtioaseista universumissa, joka lähestyy “lämpökuolemaa”.
Tähtien nukleosynteesi on kosminen ahjo, jossa tähdet syntetisoivat raskaampia alkuaineita kevyemmistä, edistäen maailmankaikkeuden kemiallista kehitystä. Hiljaisesta fuusiosta tähtien ytimissä räjähtäviin prosesseihin supernovissa se tuottaa alkuaineet, jotka muodostavat planeettoja, elämää ja galakseja. Protoniprotoniketju, CNO-sykli, kolmoisalfaprosessi, s-prosessi, r-prosessi, p-prosessi ja fotodisintegraatio, jotka huipentuvat neutriinopurkauksiin, paljastavat alkuaineiden muodostumisen monimutkaiset mekanismit ja mahdollistavat supernovien nopean havaitsemisen.
Protoniprotoniketju (pp) antaa voimaa pienimassaisille tähdille (T ~ 10⁷ K, esim. Aurinko). Se alkaa kahden protonin fuusioitumisella muodostaen diprotonin, joka hajoaa beetahajoamisella deuteriumiksi (¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e, vapauttaen neutriinon). Seuraavat vaiheet sisältävät: - ²H + ¹H → ³He + γ (fotoniemissio). - ³He + ³He → ⁴He + 2¹H, vapauttaen kaksi protonia.
Pp-ketjulla on haaroja (ppI, ppII, ppIII), jotka tuottavat eri energioiden neutriinoja (0,4–6 MeV). Se on hidas, ylläpitäen Aurinkoa noin 10¹⁰ vuotta, ja sen neutriinot, jotka on havaittu kokeilla kuten Borexino, vahvistavat tähtien fuusiomalleja.
Hiili-typpi-happi-sykli (CNO) hallitsee massiivisissa tähdissä (>1,3 auringonmassaa, T > 1,5 × 10⁷ K). Se käyttää ¹²C, ¹⁴N ja ¹⁶O katalyytteinä fuusioimaan neljä protonia ⁴He:ksi: - ¹²C + ¹H → ¹³N + γ - ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e - ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ - ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ - ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e - ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He
CNO-sykli on nopeampi, edistäen nopeaa fuusiota (~10⁶–10⁷ vuotta) ja tuottaen korkeamman energian neutriinoja (~1–10 MeV), jotka ovat havaittavissa Super-Kamiokande-laitteella.
Yli 8 auringonmassan tähdissä heliumipalaminen (T ~ 10⁸ K) fuusioi kolme ⁴He-ydintä ¹²C:ksi kolmoisalfaprosessin kautta. Kaksi ⁴He-ydintä muodostavat epästabiilin ⁸Be:n, joka vangitsee toisen ⁴He:n muodostaen ¹²C:n hyödyntäen resonanssia ¹²C:n energiatasoilla. Jotkin ¹²C:t vangitsevat ⁴He:n muodostaen ¹⁶O:n (¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ). Tämä prosessi, joka kestää ~10⁵ vuotta, on ratkaiseva hiilen ja hapen tuotannossa, mahdollistaen elämän.
Massiiviset tähdet käyvät läpi nopeita palamisvaiheita: - Hiilipalaminen (T ~ 6 × 10⁸ K, ~10³ vuotta): ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He tai ²³Na + ¹H. - Neonpalaminen (T ~ 1,2 × 10⁹ K, ~1 vuosi): ²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He. - Happipalaminen (T ~ 2 × 10⁹ K, ~6 kuukautta): ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He. - Pii palaminen (T ~ 3 × 10⁹ K, ~1 päivä): ²⁸Si + γ → ⁵⁶Fe, ⁵⁶Ni fotodisintegraation ja vangitsemisen kautta.
Rautahuippualkuaineet merkitsevät fuusion loppua, koska lisäreaktiot ovat endotermisiä.
S-prosessi tapahtuu AGB-tähdissä (1–8 auringonmassaa) ja joissakin massiivisissa tähdissä, joissa neutronit vangitaan hitaasti, mahdollistaen beetahajoamisen vangitsemisten välillä (esim. ⁵⁶Fe + n → ⁵⁷Fe, sitten ⁵⁷Fe → ⁵⁷Co + e⁻ + ν̄_e). Neutronit tulevat reaktioista, kuten ¹³C(α,n)¹⁶O AGB-tähtien heliumkuorissa. Se tuottaa alkuaineita, kuten strontiumia, bariumia ja lyijyä, noin 10³–10⁵ vuoden aikana, rikastuttaen ISM:ää tähtituulien kautta.
R-prosessi tapahtuu äärimmäisissä ympäristöissä (supernovat, neutronitähtien sulautumiset) neutronivuon ollessa ~10²² neutronia/cm²/s. Ytimet vangitsevat neutronit nopeammin kuin beetahajoaminen, muodostaen raskaita alkuaineita, kuten kultaa, hopeaa ja uraania (esim. ⁵⁶Fe + useita n → ²³⁸U). Se kestää sekunteja supernovien shokkiaalloissa tai sulautumispurkauksissa ja vastaa noin 50 % raskaista alkuaineista.
P-prosessi tuottaa harvinaisia protonirikkaita isotooppeja (esim. ⁹²Mo, ⁹⁶Ru) supernovissa. Korkeaenergiset gammasäteet (T ~ 2–3 × 10⁹ K) fotodisintegroivat s- ja r-prosessin ytimiä (esim. ⁹⁸Mo + γ → ⁹⁷Mo + n), tai protonit vangitaan protonirikkaissa ympäristöissä. Sen alhainen tehokkuus selittää p-ydinten harvinaisuuden.
Ytimen romahdussupernovissa fotodisintegraatio rautaytimessä (T > 10¹⁰ K) hajottaa ⁵⁶Fe:n protoneiksi, neutroneiksi ja ⁴He:ksi (esim. ⁵⁶Fe + γ → 13⁴He + 4n). Tämä endoterminen prosessi vähentää painetta, kiihdyttäen romahdusta neutronitähteä tai mustaa aukkoa kohti. Shokkiaalto laukaisee räjähtävän nukleosynteesin, heittäen alkuaineita ulos.
Ytimen romahduksen aikana noin 99 % supernovan energiasta (~10⁴⁶ J) vapautuu neutriinoina neutronisaation (p + e⁻ → n + ν_e) ja termisten prosessien (e⁺ + e⁻ → ν + ν̄) kautta. Noin 10 sekunnin purkaus edeltää optista räjähdystä ja on havaittavissa laitteilla, kuten Super-Kamiokande, IceCube ja DUNE. SN 1987A:n noin 20 neutriinoa vahvistivat tämän. Useiden detektorien kolmiomittaus paikantaa supernovat sekunneissa, mahdollistaen seurantaobservaatiot optisilla, röntgen- ja gammasäteilypituuksilla, paljastaen esi-isän ominaisuudet ja nukleosynteesin saannot.
Alkuaineiden runsaus heijastaa nukleosynteesiä: - H, He: ~98 % BBN:stä. - C, O, Ne, Mg: Runsaita fuusiosta. - Fe, Ni: Huippu ydinstabiilisuuden vuoksi. - Au, U: Harvinaisia, r-prosessista. - P-ytimet: Harvinaisimpia, p-prosessista.
²³⁵U ja ²³⁸U muodostuvat r-prosessin kautta supernovissa tai neutronitähtien sulautumisissa. ²³⁵U (puoliintumisaika ~703,8 miljoonaa vuotta) hajoaa nopeammin kuin ²³⁸U (puoliintumisaika ~4,468 miljardia vuotta). Maan muodostuessa (~4,54 miljardia vuotta sitten) ²³⁵U/²³⁸U-suhde oli ~0,31 (~23,7 % ²³⁵U). Noin 2 miljardia vuotta sitten se oli ~0,037 (~3,6 % ²³⁵U), riittävä fissioon. Oklo-reaktori Gabonissa muodostui, kun korkealaatuinen uraanimalmi (~20–60 % uraanioksideja), sedimenttiprosessien tiivistämä, vuorovaikutti pohjaveden kanssa, joka moderoi neutroneja. Isotooppista rikastusta ei tapahtunut; luonnollinen ~3,6 % ²³⁵U mahdollisti kriittisen massan, ylläpitäen ajoittaisia fissioreaktioita noin 150 000–1 miljoonan vuoden ajan, tuottaen isotooppeja, kuten ¹⁴³Nd, ja lämpöä.
Alkuräjähdyksen tulisesta syntymästä haipuvaan tulevaisuuteen tähdet ovat muovanneet maailmankaikkeuden. Populaatio III -tähdet sytyttivät kosmoksen ja takoivat ensimmäiset metallit. Populaatio II -tähdet rakensivat monimutkaisuutta, ja populaatio I -tähdet mahdollistivat planeetat ja elämän. Tähtien nukleosynteesi – pp-ketjun, CNO-syklin, kolmoisalfaprosessin, s-, r- ja p-prosessien sekä fotodisintegraation kautta – loi alkuaineet, ja neutriinopurkaukset signaloivat niiden räjähtävää leviämistä. Oklo-reaktori, jota ohjasi luonnollinen ²³⁵U:n runsaus, ilmentää tätä perintöä. Olemme tähtipölyä, uudestisyntyneitä muinaisista tähdistä, kantamassa niiden alkuaineita kehossamme. Kun maailmankaikkeus pimenee, kosminen perintömme saattaa inspiroida tulevia sukupolvia sytyttämään uusia tähtiä, jatkaen luomista entropisessa tyhjyydessä.