https://fremont.ninkilim.com/articles/we_are_made_of_stardust/he.html
היקום הוא בד עצום ודינמי, מצויר באור הכוכבים וביסודות שהם יוצרים. ממקורו הקטסטרופלי של המפץ הגדול ועד לעתיד רחוק ומתפוגג של קוסמוס קר, דורות הכוכבים – אוכלוסיות III, II ו-I, ויורשיהם הפוטנציאליים – עיצבו את ההתפתחות הכימית, הפיזית והביולוגית של היקום. דרך חייהם הלוהטים ומותם המתפוצץ, הכוכבים יצרו את היסודות המרכיבים גלקסיות, כוכבי לכת והחיים עצמם. מאמר זה חוקר את התקופות הקוסמיות, צולל למקורות, לסביבות ולמורשת של דורות הכוכבים, עם בחינה מפורטת של נוקלאוסינתזה כוכבית – התהליכים האלכימיים המניעים כוכבים ומייצרים את יסודות היקום. הוא מגיע לשיא באמת העמוקה שאנו אבק כוכבים, שנולד מחדש מאפרם של כוכבים עתיקים, ומתבונן בעתיד היווצרות הכוכבים ביקום המתעמעם.
היקום החל לפני כ-13.8 מיליארד שנים עם המפץ הגדול, אירוע של צפיפות וטמפרטורה אינסופיות שבו נוצרו כל החומר, האנרגיה, המרחב והזמן מסינגולריות. התופת הראשונית הזו, החמה מ-10³² K, שמרה על הכוחות היסודיים – כבידה, אלקטרומגנטיות, הכוח הגרעיני החזק והכוח הגרעיני החלש – במצב מאוחד, רגע חולף של סימטריה קוסמית.
תוך פחות מ-10⁻³⁶ שניות, אינפלציה – התפשטות אקספוננציאלית – מתחה את היקום מממדים תת-אטומיים למימדים מקרוסקופיים, החליקה אי-סדירויות וזרעה תנודות צפיפות שמאוחר יותר יצרו גלקסיות. עד 10⁻¹² שניות, הכוח החזק נפרד מהכוח האלקטרו-חלש, ואחריו הפרדה של אלקטרומגנטיות והכוח החלש בסביבות 10⁻⁶ שניות, כאשר הטמפרטורות ירדו מתחת ל-10¹⁵ K. הפרדות אלו קבעו את חוקי הפיזיקה השולטים בחומר, מקווארקים ועד גלקסיות.
לאחר שנייה אחת, היקום התקרר לכ-10¹⁰ K, מה שאפשר לקווארקים ולגלואונים להתעבות לפרוטונים ולניוטרונים דרך הכוח החזק. במהלך הדקות הבאות – תקופת הנוקלאוסינתזה של המפץ הגדול (BBN) – פרוטונים וניוטרונים התמזגו ליצירת היסודות הראשוניים: כ-75% מימן-1 (¹H, פרוטונים), 25% הליום-4 (⁴He), וכמויות זעירות של דאוטריום (²H), הליום-3 (³He) וליתיום-7 (⁷Li). הטמפרטורה הגבוהה (~10⁹ K) שמרה על גרעינים אלה מיוננים, תומכת בפלזמה של חלקיקים טעונים.
כ-380,000 שנים לאחר מכן (היסט אדום z ≈ 1100), היקום התקרר לכ-3000 K, מה שאפשר לפרוטונים ולגרעיני הליום ללכוד אלקטרונים בתהליך הרקומבינציה. זה נטרל את הפלזמה, ויצר אטומים יציבים של מימן והליום. פוטונים, שקודם לכן פוזרו על ידי אלקטרונים חופשיים, שוחררו ויצרו את רקע המיקרוגל הקוסמי (CMB) – תמונה תרמית שהוסטה לאדום ל-2.7 K עקב ההתפשטות. תנודות זעירות ב-CMB (~חלק אחד ב-10⁵) חושפות את זרעי המבנה הקוסמי, הניתנים לזיהוי כיום על ידי מצפי כוכבים כמו פלאנק.
לאחר הרקומבינציה, היקום נכנס לעידני החושך, תקופה ללא כוכבים שנשלטה על ידי גז נייטרלי של מימן והליום. קריסה כבידתית בתוך הילות של חומר אפל החלה ליצור גושים צפופים, והכינה את הקרקע לכוכבים הראשונים. היסודות הראשוניים, פשוטים ונדירים, היו חומרי הגלם להיווצרות כוכבים, כאשר החומר האפל סיפק את השלד הכבידתי.
כוכבי אוכלוסייה III, הדור הראשון של כוכבים, התלקחו כ-100–400 מיליון שנים לאחר המפץ הגדול (z ≈ 20–10), סיימו את עידני החושך ופתחו את “שחר הקוסמוס”. כוכבים אלה נוצרו ביקום צפוף (~10⁻²⁴ גרם לסמ”ק), חם (CMB ~20–100 K) וטהור מבחינה כימית, המורכב כמעט לחלוטין ממימן (~76%) והליום (~24%), עם מתכתיות של Z ≈ 10⁻¹⁰ Z⊙.
הצפיפות הגבוהה של היקום המוקדם אפשרה לענני גז לקרוס בתוך מיני-הילות של חומר אפל (~10⁵–10⁶ מסות שמש), והגיעה לצפיפות של ~10⁴–10⁶ חלקיקים לסמ”ק. דחיסה כבידתית חיממה את העננים ל-~10³–10⁴ K, אך הקירור תלוי במימן מולקולרי (H₂), שנוצר דרך תגובות כמו H + e⁻ → H⁻ + γ, ולאחר מכן H⁻ + H → H₂ + e⁻. קירור H₂ דרך מעברים סיבוביים ורטטיים היה לא יעיל, שמר על העננים חמים ומנע פיצול. מסת ג’ינס גבוהה (~10²–10³ מסות שמש) העדיפה פרוטו-כוכבים מסיביים.
כוכבי אוכלוסייה III היו ככל הנראה מסיביים (10–1000 מסות שמש), חמים (~10⁵ K טמפרטורת פני השטח) ומאירים, פולטים קרינה אולטרה-סגולה עזה. מסתם הגבוהה דחפה היתוך מהיר, בעיקר דרך מחזור CNO (באמצעות עקבות של פחמן מהיתוך מוקדם), תוך מיצוי הדלק תוך ~1–3 מיליון שנים. גורלם השתנה: - 10–100 מסות שמש: סופרנובות של קריסת ליבה, שפיזרו מתכות כמו פחמן, חמצן וברזל. - מעל 100 מסות שמש: קריסה ישירה לחורים שחורים, שעשויים לשמש כזרעים לקוואזרים מוקדמים. - 140–260 מסות שמש: סופרנובות של אי-יציבות זוגית, שבה ייצור זוגות אלקטרון-פוזיטרון גרם להתפרקות מוחלטת ללא שאריות.
כוכבי אוכלוסייה III היו אדריכלים קוסמיים. קרינתם האולטרה-סגולה יוננה את המימן, והניעה יוניזציה מחדש (z ≈ 6–15), מה שהפך את היקום לשקוף. הסופרנובות שלהם העשירו את המדיום הבין-כוכבי (ISM) במתכות, ואפשרו היווצרות של כוכבי אוכלוסייה II. משוב מקרינה, רוחות ופיצוצות ויסת את היווצרות הכוכבים ועיצב גלקסיות מוקדמות. שרידי החורים השחורים שלהם עשויים היו ליצור את הזרעים לחורים שחורים סופר-מסיביים במרכזי גלקסיות.
התצפית הישירה על כוכבי אוכלוסייה III היא מאתגרת בשל מרחקם ותוחלת חייהם הקצרה. טלסקופ החלל ג’יימס ווב (JWST) סיפק רמזים: בשנת 2023, GN-z11 (z ≈ 11) הראה פליטת הליום מיונן (He II) ללא קווי מתכת, מה שמרמז על כוכבי אוכלוסייה III. RX J2129–z8He II (2022, z ≈ 8) הראה גם סימנים פוטנציאליים, אם כי גרעינים גלקטיים פעילים (AGN) או כוכבי אוכלוסייה II דלי מתכת נותרו חלופות. אימות דורש ספקטרוסקופיה ברזולוציה גבוהה כדי לאמת את היעדר מתכות ופליטה חזקה של He II 1640Å.
מכשירים עתידיים כמו הטלסקופ הגדול במיוחד (ELT) ו-NIRSpec של JWST יחקרו z > 10–20, מכוונים לגלקסיות בתוליות. סימולציות מציעות זיהוי של סופרנובות של אוכלוסייה III דרך עקומות האור הייחודיות שלהם או גלי כבידה מפיצוצים של אי-יציבות זוגית. כוכבי אוכלוסייה II דלי מתכת, כמו אלה בהילה הגלקטית, עשויים לשמר את התפוקות של סופרנובות של אוכלוסייה III, ומספקים ראיות עקיפות. מאמצים אלה עשויים לחשוף את המסה, המתכתיות ותפקידם של כוכבי אוכלוסייה III בהתפתחות הקוסמית.
כוכבי אוכלוסייה II נוצרו כ-400 מיליון עד כמה מיליארדי שנים לאחר המפץ הגדול (z ≈ 10–3), כאשר גלקסיות התאספו ביקום פחות צפוף וקר יותר. כוכבים אלה שימשו כגשר בין העידן הראשוני לגלקסיות המודרניות, בונים מורכבות באמצעות העשרת מתכות.
הצפיפות הממוצעת של היקום ירדה עם ההתפשטות, אך ענני יצירת כוכבים בגלקסיות מוקדמות הגיעו ל-~10²–10⁴ חלקיקים לסמ”ק בתוך הילות חומר אפל גדולות יותר (~10⁷–10⁹ מסות שמש). ה-CMB התקרר ל-~10–20 K, ועננים, שהועשרו על ידי סופרנובות של אוכלוסייה III, היו בעלי מתכתיות של Z ≈ 10⁻⁴–10⁻² Z⊙. מתכות (למשל, פחמן, חמצן) אפשרו קירור דרך קווים אטומיים ([C II] 158 מיקרומטר, [O I] 63 מיקרומטר), והפחיתו את הטמפרטורות ל-~10²–10³ K. עקבות של אבק שיפרו את הקירור באמצעות פליטה תרמית. מסת ג’ינס מופחתת (~1–100 מסות שמש) אפשרה פיצול, וייצרה מסות כוכביות מגוונות.
כוכבי אוכלוסייה II נעים ממסה נמוכה (0.1–1 מסות שמש, תוחלת חיים >10¹⁰ שנים) למסיביים (10–100 מסות שמש, ~10⁶–10⁷ שנים). הם נמצאים בהילות גלקטיות, צבירי כוכבים כדוריים (למשל, M13) ובליטות גלקטיות מוקדמות, עם מתכתיות נמוכה, המייצרת ספקטרה אדמדמה יותר. היווצרותם בצבירים משקפת פיצול, והסופרנובות שלהם העשירו עוד יותר את ה-ISM ל-~0.1 Z⊙.
כוכבי אוכלוסייה II הניעו את ההתפתחות הגלקטית. הסופרנובות שלהם סינתזו יסודות כבדים יותר (למשל, סיליקון, מגנזיום), יצרו אבק ומולקולות שהקלו על היווצרות כוכבים. כוכבי אוכלוסייה II בעלי מסה נמוכה, הניתנים לתצפית בצבירי כוכבים כדוריים ובהילה של שביל החלב, שומרים על חתימות של סופרנובות של אוכלוסייה III. משוב מקרינה ופיצוצות עיצב דיסקות גלקטיות וויסת את היווצרות הכוכבים. הם הניחו את היסודות לכוכבי אוכלוסייה I ומערכות פלנטריות.
כוכבי אוכלוסייה II ניתנים לתצפית בצבירי כוכבים כדוריים, הילות גלקטיות וככוכבים דלי מתכת (למשל, HD 122563, Z ≈ 0.001 Z⊙). כוכבים דלי מתכת מאוד (Z < 10⁻³ Z⊙) עשויים לשקף את התפוקות של אוכלוסייה III. סקרים כמו SDSS ו-Gaia, ותצפיות עתידיות של ELT, יחדדו את הבנתנו על היווצרות אוכלוסייה II והרכבת גלקסיות מוקדמות.
כוכבי אוכלוסייה I, שנוצרו לפני כ-10 מיליארד שנים ועד היום (z ≈ 2–0), שולטים בגלקסיות בוגרות כמו הדיסקה של שביל החלב. כוכבים אלה, כולל השמש, אפשרו כוכבי לכת וחיים דרך סביבותיהם העשירות במתכות.
היקום דליל (~10⁻³⁰ גרם לסמ”ק), עם היווצרות כוכבים בעננים מולקולריים צפופים (~10²–10⁶ חלקיקים לסמ”ק), המופעלים על ידי גלי צפיפות ספירליים או סופרנובות. ה-CMB הוא 2.7 K, והעננים, עם Z ≈ 0.1–2 Z⊙, מתקררים ל-~10–20 K דרך קווים מולקולריים (למשל, CO, HCN) ופליטת אבק. מסת ג’ינס נמוכה (~0.1–10 מסות שמש) מעדיפה כוכבים קטנים, אם כי כוכבים מסיביים נוצרים באזורים פעילים.
כוכבי אוכלוסייה I נעים מגמדות אדומות (0.08–1 מסות שמש, >10¹⁰ שנים) לכוכבי סוג O (10–100 מסות שמש, ~10⁶–10⁷ שנים). המתכתיות הגבוהה שלהם מייצרת ספקטרה בהירה ועשירה במתכות עם קווים כמו Fe I ו-Ca II. הם נוצרים בצבירי כוכבים פתוחים (למשל, הפליאדות) או בערפיליות (למשל, אוריון). השמש, כוכב אוכלוסייה I בן 4.6 מיליארד שנים, היא טיפוסית.
המתכתיות הגבוהה אפשרה היווצרות של כוכבי לכת סלעיים, שכן אבק ומתכות בדיסקות פרוטו-פלנטריות יצרו פלנטסימלים. הדיסקה של השמש יצרה את כדור הארץ לפני כ-4.5 מיליארד שנים, עם סיליקון, חמצן וברזל שיצרו כוכבי לכת יבשתיים, ופחמן שאפשר מולקולות אורגניות. התפוקה היציבה של השמש ותוחלת החיים הארוכה שלה שמרו על אזור מגורים למים נוזליים, וקידמו חיים מבוססי פחמן במשך מיליארדי שנים. המגוון של כוכבי אוכלוסייה I מניע העשרה מתמשכת של ה-ISM, תומך בהיווצרות כוכבים וכוכבי לכת.
כוכבי אוכלוסייה I שולטים בדיסקה של שביל החלב, ניתנים לתצפית באזורי היווצרות כוכבים ובצבירים. סקרי כוכבי לכת חוץ-שמשיים (למשל, קפלר, TESS) מראים שכוכבים עם מתכתיות גבוהה נוטים יותר לארח כוכבי לכת, כאשר כ-50% מהכוכבים דמויי השמש עשויים לארח עולמות סלעיים. ספקטרוסקופיה חושפת את הרכבם העשיר במתכות, ועוקבת אחר העשרה מצטברת.
כאשר אנרגיה אפלה מניעה את ההתפשטות הקוסמית, היקום יהפוך לקר יותר, פחות צפוף ועשיר יותר במתכות, משנה את היווצרות הכוכבים. תוך כ-100 מיליארד שנים (z ≈ -1), היווצרות הכוכבים תאט, ותוך כ-10¹² שנים היא עשויה להפסיק, מה שיוביל לקוסמוס חשוך ואנטרופי.
הצפיפות הממוצעת תפחת, ותבודד גלקסיות. ה-CMB יתקרר ל-<<0.3 K, והעננים, עם Z > 2–5 Z⊙, יתקררו ביעילות דרך מתכות (למשל, [Fe II], [Si II]) ואבק. היווצרות הכוכבים תהיה תלויה בכיסי גז נדירים, שכן רוב הגז הגלקטי יתכלה על ידי היווצרות כוכבים, סופרנובות או סילוני חורים שחורים. מיזוגים גלקטיים עשויים להגביר זמנית את היווצרות הכוכבים.
הכוכבים העתידיים יהיו גמדות אדומות בעלות מסה נמוכה (0.08–1 מסות שמש, 10¹⁰–10¹² שנים) בשל קירור יעיל ומסת ג’ינס נמוכה. כוכבים מסיביים יהיו נדירים, שכן מתכתיות גבוהה מונעת צבירה של פרוטו-כוכבים גדולים. כוכבים אלה יפלטו אור אינפרא-אדום חלש, ויעמעמו גלקסיות. דיסקות עשירות במתכות יעדיפו כוכבי לכת סלעיים.
גלקסיות ידהו ככל שהכוכבים ימותו, וישאירו מאחור גמדות לבנות, כוכבי ניוטרונים וחורים שחורים. החיים עשויים להיות תלויים באנרגיה מלאכותית או נווה מדבר כוכבי נדיר ביקום המתקרב ל”מוות תרמי”.
נוקלאוסינתזה כוכבית היא הכבשן הקוסמי שבו כוכבים מסנתזים יסודות כבדים יותר מקלים יותר, ומניעים את ההתפתחות הכימית של היקום. מהיתוך שקט בליבות כוכביות לתהליכים נפיצים בסופרנובות, היא מייצרת את היסודות המרכיבים כוכבי לכת, חיים וגלקסיות. שרשרת פרוטון-פרוטון, מחזור CNO, תהליך שלושת האלפא, תהליכי s, r ו-p, ופוטודיסאינטגרציה, שמגיעים לשיא בפרצי ניוטרינו, חושפים את המנגנונים המורכבים של היווצרות היסודות ומאפשרים זיהוי מהיר של סופרנובות.
שרשרת פרוטון-פרוטון (pp) מפעילה כוכבים בעלי מסה נמוכה (T ~ 10⁷ K, למשל, השמש). היא מתחילה בהיתוך של שני פרוטונים ליצירת דיפרוטון, שמתפרק בבטא לדאוטריום (¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e, משחרר ניוטרינו). השלבים הבאים כוללים: - ²H + ¹H → ³He + γ (פליטת פוטון). - ³He + ³He → ⁴He + 2¹H, משחרר שני פרוטונים.
לשרשרת pp יש ענפים (ppI, ppII, ppIII), המייצרים ניוטרינות באנרגיות שונות (0.4–6 MeV). היא איטית, שומרת על השמש כ-10¹⁰ שנים, והניוטרינות שלה, שזוהו על ידי ניסויים כמו Borexino, מאשרות מודלים של היתוך כוכבי.
מחזור הפחמן-חנקן-חמצן (CNO) שולט בכוכבים מסיביים (>1.3 מסות שמש, T > 1.5 × 10⁷ K). הוא משתמש ב-¹²C, ¹⁴N ו-¹⁶O כזרזים להיתוך ארבעה פרוטונים ל-⁴He: - 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
מחזור CNO מהיר יותר, מניע היתוך מהיר (~10⁶–10⁷ שנים), ומייצר ניוטרינות באנרגיה גבוהה יותר (~1–10 MeV), הניתנות לזיהוי על ידי Super-Kamiokande.
בכוכבים מעל 8 מסות שמש, בעירת הליום (T ~ 10⁸ K) ממזגת שלושה גרעיני ⁴He ל-¹²C דרך תהליך שלושת האלפא. שני ⁴He יוצרים ⁸Be לא יציב, שלוכד ⁴He נוסף ליצירת ¹²C, תוך ניצול תהודה ברמות האנרגיה של ¹²C. חלק מ-¹²C לוכד ⁴He ליצירת ¹⁶O (¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ). תהליך זה, שנמשך כ-10⁵ שנים, הוא קריטי לייצור פחמן וחמצן, ומאפשר חיים.
כוכבים מסיביים עוברים שלבי בעירה מהירים: - בעירת פחמן (T ~ 6 × 10⁸ K, ~10³ שנים): ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He או ²³Na + ¹H. - בעירת ניאון (T ~ 1.2 × 10⁹ K, ~שנה): ²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He. - בעירת חמצן (T ~ 2 × 10⁹ K, ~6 חודשים): ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He. - בעירת סיליקון (T ~ 3 × 10⁹ K, ~יום): ²⁸Si + γ → ⁵⁶Fe, ⁵⁶Ni דרך פוטודיסאינטגרציה ולכידה.
יסודות שיא הברזל מסמנים את סוף ההיתוך, שכן תגובות נוספות הן אנדותרמיות.
תהליך s מתרחש בכוכבי AGB (1–8 מסות שמש) ובכמה כוכבים מסיביים, שבהם ניוטרונים נלכדים לאט, ומאפשרים דעיכת בטא בין לכידות (למשל, ⁵⁶Fe + n → ⁵⁷Fe, ואז ⁵⁷Fe → ⁵⁷Co + e⁻ + ν̄_e). ניוטרונים מגיעים מתגובות כמו ¹³C(α,n)¹⁶O במעטפות ההליום של כוכבי AGB. הוא מייצר יסודות כמו סטרונציום, בריום ועופרת במשך ~10³–10⁵ שנים, ומעשיר את ה-ISM דרך רוחות כוכביות.
תהליך r מתרחש בסביבות קיצוניות (סופרנובות, מיזוגי כוכבי ניוטרונים) עם זרמי ניוטרונים של ~10²² ניוטרונים לסמ”ק לשנייה. גרעינים לוכדים ניוטרונים מהר יותר מדעיכת בטא, ויוצרים יסודות כבדים כמו זהב, כסף ואורניום (למשל, ⁵⁶Fe + מספר n → ²³⁸U). הוא נמשך שניות בגלי ההלם של סופרנובות או בפליטות מיזוג, ומהווה כ-50% מהיסודות הכבדים.
תהליך p מייצר איזוטופים עשירים בפרוטונים נדירים (למשל, ⁹²Mo, ⁹⁶Ru) בסופרנובות. קרני גמא בעלות אנרגיה גבוהה (T ~ 2–3 × 10⁹ K) מפרקות גרעיני תהליכי s ו-r (למשל, ⁹⁸Mo + γ → ⁹⁷Mo + n), או שפרוטונים נלכדים בסביבות עשירות בפרוטונים. היעילות הנמוכה שלו מסבירה את הנדירות של גרעיני p.
בסופרנובות של קריסת ליבה, פוטודיסאינטגרציה בליבת הברזל (T > 10¹⁰ K) מפרקת ⁵⁶Fe לפרוטונים, ניוטרונים ו-⁴He (למשל, ⁵⁶Fe + γ → 13⁴He + 4n). תהליך אנדותרמי זה מפחית את הלחץ, ומאיץ את הקריסה לכוכב ניוטרונים או חור שחור. גל ההלם מפעיל נוקלאוסינתזה נפיצה, ופולט יסודות החוצה.
במהלך קריסת הליבה, כ-99% מאנרגיית הסופרנובה (~10⁴⁶ J) משתחררת כניוטרינות דרך ניוטרוניזציה (p + e⁻ → n + ν_e) ותהליכים תרמיים (e⁺ + e⁻ → ν + ν̄). הפרץ של כ-10 שניות קודם לפיצוץ האופטי, וניתן לזיהוי על ידי מתקנים כמו Super-Kamiokande, IceCube ו-DUNE. כ-20 הניוטרינות של SN 1987A אישרו זאת. טריאנגולציה ממספר גלאים מאתרת סופרנובות תוך שניות, ומאפשרת תצפיות מעקב באורכי גל אופטיים, רנטגן וגמא, החושפות את תכונות המקור ותפוקות הנוקלאוסינתזה.
שפע היסודות משקף את הנוקלאוסינתזה: - H, He: ~98% מ-BBN. - C, O, Ne, Mg: שופעים מהיתוך. - Fe, Ni: שיא עקב יציבות גרעינית. - Au, U: נדירים, מתהליך r. - גרעיני P: הנדירים ביותר, מתהליך p.
²³⁵U ו-²³⁸U נוצרים דרך תהליך r בסופרנובות או במיזוגי כוכבי ניוטרונים. ²³⁵U (זמן מחצית חיים ~703.8 מיליון שנים) מתפרק מהר יותר מ-²³⁸U (זמן מחצית חיים ~4.468 מיליארד שנים). בזמן היווצרות כדור הארץ (~4.54 מיליארד שנים), היחס ²³⁵U/²³⁸U היה כ-0.31 (~23.7% ²³⁵U). לפני כ-2 מיליארד שנים, הוא היה כ-0.037 (~3.6% ²³⁵U), מספיק לביקוע. כור אוקלו בגבון נוצר כאשר עפרת אורניום איכותית (~20–60% תחמוצות אורניום), שהתרכזה על ידי תהליכים משקעיים, הגיבה עם מי תהום שמתנו ניוטרונים. לא התרחשה העשרה איזוטופית; ~3.6% ²³⁵U טבעי אפשר קריטיות, וקיים תגובות ביקוע לסירוגין במשך כ-150,000–1 מיליון שנים, וייצר איזוטופים כמו ¹⁴³Nd וחום.
מהלידה הלוהטת של המפץ הגדול ועד לעתיד המתפוגג, הכוכבים עיצבו את היקום. כוכבי אוכלוסייה III הדליקו את הקוסמוס וחשלו את המתכות הראשונות. כוכבי אוכלוסייה II בנו מורכבות, וכוכבי אוכלוסייה I אפשרו כוכבי לכת וחיים. נוקלאוסינתזה כוכבית – דרך שרשרת pp, מחזור CNO, תהליך שלושת האלפא, תהליכי s, r ו-p, ופוטודיסאינטגרציה – יצרה את היסודות, כאשר פרצי ניוטרינו סימנו את התפשטותם הנפיצה. כור אוקלו, המונע על ידי השפע הטבעי של ²³⁵U, מגלם את המורשת הזו. אנחנו אבק כוכבים, שנולד מחדש מכוכבים עתיקים, ונושאים את היסודות שלהם בגופנו. ככל שהיקום מתעמעם, המורשת הקוסמית שלנו עשויה לעורר דורות עתידיים להדליק כוכבים חדשים, ולשמר את הבריאה בחלל אנטרופי.