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它评价的一个依托。 几乎所有的化学元素在恒星的热的和密集的内部或超新星中通过原子能熔化反应形成或合成。核聚变周期，例如氢气到氦气然后再到碳的变化过程中释放能量，该能量用于提供为了对抗恒星内在的拉引力而使恒星内部稳定的必需的外在压力，也提供了恒星发出的光。日益增多的核子要求更多的能量去形成，这使核聚变变得愈加困难。铁的核子是目前所有核子中结合最紧密的，那些具有比铁重的核子的元素变的不稳定，并且很难通过核聚变形成。所以巨大的恒星通过核聚变得到燃料，直到它们形成一个铁核，铁核由于不平衡的引力引起核的向内破裂，这引起外层凹陷直到外层遇到中层然后回弹，释放能量——这叫做一个超新星。 一个超新星的极端的温度和密度创造了巨大但是短暂的中子流。这些中子流产生了非凡的富中子的核子，这些核子为了更加稳定存在已经进行了自身重排。这种机制被叫做“中子捕获”，它们对重的、寿命长的放射性元素，大部分的值得注意的钍（232Th的半衰期是141亿年）和铀（238U的半衰期是45亿年；235U有更短的半衰期所以在此不作讨论）的产生负有责任。这些元素对天文学家来说是特别有用的，因为它们的半衰期是宇宙年龄的当前估计值的相当大的一部分。这些估计值范围是从90-160亿年。 一个高质量的出生在我们银河系的历史上的早期的恒星一般会在超新星-中结束它的短暂的生命。如果超新星喷涌出由中子捕获产生的元素，并且这些元素进入了星际介质，那么它们中的一部分就会放射出钍和铀，而那些钍和铀中的大部分因为半衰期很长，所以现在应该还存在。随后的恒星的产生能扫除超新星的喷出物，我们应该能够通过测量被电离的核素的吸收谱在它们周围的气氛中监测到它们的存在。 幸运的是，在位于银河系外围――银河晕圈的一些恒星上已经发现了这些元素。肯定存在一些古老的恒星，它们与我们相对年轻的太阳相比含有少的多的铁（和类似的金属）。在某些情况下，这些贫金属的恒星比太阳所含金属的千分之一还少的多——它们吸收很少的超新星喷出物，因为当它们出生的时候，那些富含元素的恒星几乎还没有开始死亡。要发现贫金属的恒星是很困难的，因此在适度的光度计和分光计的分辨率下对我们的银河系进行一次统计是必须的一步。 来自于超新星喷出物的地球所缺乏的金属的电离出的核素很容易在贫金属的恒星上检测到，那些恒星含有丰富的中子捕获的元素。但是，钍的含量不太突出，并且钍在大部分恒星上的丰富含量是由于其它的核素的放射性引起的转化。尽管如此，钍已经在几个贫金属的恒星上被检测到，但是含量比在我们太阳系附近的恒星上少，这暗示着贫金属的恒星是非常老的。钍和中子捕获量研究的细节信息表明钍的合成出现在140-160亿年之前，但是这个值的误差估计非常大，大约40亿年。 Cayrel et al.关于恒星CS31082-001的研究可能使我们距离发现宇宙的年龄更近一些。在一次用分光镜研究贫金属的恒星的时候偶然发现的这颗恒星比太阳大概少一千倍的铁。但是它的中子捕获元素却大量存在，所以它们的吸收谱在这个恒星的光谱中很突出。作者在CS31082-001中观测到十一个而不是一个钍的转变。并且，最重要的是一个被电离的铀的转变第一次在贫金属的恒星上被检测到。 我们不能夸大在单个的恒星上含有丰富的钍和铀的重要性。因为很难由在超新星中的这些元素的自身含量去预言铀和钍任何一种的产量，并且一场激烈的争论是围绕怎样把可观测到的钍的含量转化为可靠的宇宙年龄估计值展开的。因为这两种元素只有两个原子序数的区别，所以预言钍和铀的相对产量还更容易些。232Th和238U的不同衰减率也保证了这两种元素的比率将是它们年龄的一个敏感函数。Cayrel et al.推测在CS31082-001这颗恒星的大气中的中子捕获材料有125亿年的历史，但是这个数字带有33亿年的误差。这是关于宇宙年龄的一个更加精确的估计。对在这颗恒星中的中子捕获元素的整个范围的更多分析将使这个年龄更加精确，同时减小不确定性。 我们现在知道，在我们银河系的历史上少数出生早的恒星富含放射性的钍，至少有一个富含铀。我们希望发现更多这种恒星的例子，因为我们使用新造的大型望远镜进行星系测量的工作才刚刚开始。伴随着新的发现，更多的宇宙年龄估计值将被发现，也会更加接近宇宙的真实年龄。
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