很多天文學家會有這樣的想法：宇宙的年齡——自從宇宙大爆炸開始直到現在——是天文學界夢寐以求的東西之一。不管天文學家們為之付出了多少的努力，到現在，我們得到的有關這個基本數字的結果，也只是一大堆各式各樣的數字，沒有準確的答案。由於現在流行的宇宙學是從一大堆的理論性的猜測中發家的，而且，這些猜測也已經被不完整數據所扭曲，這樣，使得對宇宙年齡的研究難上加難。最近估計出的160億年這個數字被大多數人認為是最為接近的一個值。
但是現在，一個由天文學家們組成的國際研究小組利用歐南臺的甚大望遠鏡（以下簡稱VLT）高效的光譜攝製儀（以下簡稱UVES）來完成對宇宙年齡的探測，為以後的更為精確的測量鋪平了道路。他們第一次測量了我們銀河系形成時產生的某些恆星的放射性同位素鈾-238的總量。這是我們對太陽系外的鈾含量的第一次測試。其實，除了比考古學家要測的時間長得多外，這項工作與考古學上測量炭-14沒有多大的差別。自從那顆恆星誕生起，「鈾鍾」就開始準確的走動，無論我們的銀河系經過了多少不平凡的運動，鈾鍾仍然不受影響的走動著，直到現今。現在，它們應當已經走過了125億年的歷史了。顯然，恆星的年齡是不可能大於宇宙的，所以，宇宙的年齡必然要大於那些恆星的年齡。
事實上，由於天文觀測的不準確性，關於宇宙年齡的數據仍然有25%或者說是±30億年的上下浮動，但是，那些已經是次要的了。造成這種原因的最主要的是，當前我們缺少有關基本的原子和核能的屬性方面的知識。可是，實驗室以後的工作會使得我們在這方面的有更多的了解，同樣，它會使得我們對宇宙和恆星的年齡有一個更新的認識。我們離揭開宇宙的年齡之謎的日子已經不遠了。
恆星中的重元素
氫、氦、鋰實在大爆炸中產生的，而那些重元素則是在恆星內部的核反應中形成的。恆星滅亡時，它的富含重元素的物質會被拋射到周圍的空間中，這些元素則將和下一代恆星合成一體。事實上，組成你手上戴的金戒指的金子，是在一次恆星的爆發中產生，然後沉積在將形成太陽和它的行星的星際雲中。
因此，恆星越老，他所含的像鐵和別的金屬的重元素就少。觀測的數據顯示，球狀星團中的老年恆星一般都是貧金屬的，那些恆星的金屬含量只不過是太陽金屬含量的1/200。金屬的質量只佔那些恆星質量的2%，其餘的元素則仍然是以氫和氦的形式存在。
銀河系中的老恆星
經過數十年毫無結果研究，最近，美國天文學家Timothy C. Beers和他的合作者開始對光譜進行檢查。經過調查，他們發現，一些恆星的金屬含量十分的少，以至於要比球狀星團要低的多，在某些恆星上，金屬含量只有我們太陽的1/10,000。很明顯，那些金屬含量很少的恆星實在銀河系形成的的初級階段——一個很重要，但是我們對之仍知之甚少的階段——形成的。
這些特殊的恆星告訴我們，那些行元素豐富的恆星，是在早期的進程中發射更多的光。為了研究這種趨勢，一個從世界各地來的天文學家組成的研究小組將更為詳細地研究這些恆星。因為這個浩大的工程，他們被授予使用ESO的VLT和VLT的高效、高解析度的光譜攝製儀——UVES。他們已經進行了第一次觀察，果然，在觀察中，他們證明了這個新發現的真正價值。
有關放射性同位素的宇宙年代學
要在獨立的恆星進化過程中確定恆星的年齡的確並不是臺難的，只要我們能看見恆星中半衰期足夠長的元素，這些並不難辦到。這些工作都依賴於在恆星中找到一個較為穩定的放射性同位素，然後測出它的豐度，我們就能確定宇宙的年齡。
這種技術就象是在考古學上成功的運用了無數次的C-14檢測時間技術。可以說，雖然已經過了成千上萬年，但是依靠這種技術，仍能夠測出那個被檢測物經歷的時間。在天文學上，這種技術當然是使用的，無非就是時間要比考古學上要長的多罷了。
要進行這樣的工作，選擇一種正確的同位素是關鍵。與那些和放射性的元素同時形成的穩定元素相反，放射性元素（不穩定）的含量每時每刻都在減少。元素衰變的越快，那種同位素的含量就越少，那些穩定的同位素的含量也就越多，得到的最終結果——宇宙的年齡也就越精確。
然而，如果要那些「鍾」仍然有用的話，放射性元素的衰變不能太快——至少要在幾十億年我們測量的時候仍然有足夠多（這樣我們才能精確的測定宇宙的年齡）。
釷和鈾的做成的宇宙時鐘
現在，留給我們做實驗的只有Th-232（半衰期為140.5億年）和U-238（半衰期為44.7億年）了。根據Th-232的同位素的情況，他們為宇宙確定了幾個年齡值。現今，我們可以用望遠鏡測到的最強的譜線，僅僅存在於少數特別明亮的恆星中，包括太陽。但是，由於它的衰變實在是太慢了，我們不可能用它來做高精度的測量。計算下來，要使Th-232衰變為原來的1/10的質量，要經過大約470億年，而這470億年中，有25%的誤差，結果，我們的出的40～50億年這個數值。大約是宇宙年齡的1/3。是的，這隻鍾似乎可以永無止盡的走下去，但是，它走得太慢了，我們沒有辦法精確地讀出它上面的時間。
相比之下，U-238是衰變的更快了，所以，如果用它來做宇宙的時鐘的話，就要精確的多了。但，在常見的元素中，鈾是最為稀少的一種了，在恆星的星光光譜中，鈾的譜線往往很弱。所以，即使光是可見的，它也將掉入那些強光的汪洋大海中了。
儘管如此，在那些很老的恆星中，重元素十分的少，於是我們就有了補救的辦法。現在，研究小組通過VLT研究的恆星都是含金屬元素很少的那種。在大多數如此的恆星中，常規元素只有太陽的1/1000，此時，分子、原子的譜線就大大的減弱了，而稀少的元素如鈾的譜線便很容易找到，也就容易測量了。實在是運氣，在產生大規模現在的恆星如太陽中含有的鐵的超新星爆發中，鈾倖存下來了。
在CS 31082-001中的鈾的譜線
照片介紹：05a/01：它描述了在CS 31082-001周圍的星區，星區的中心是一顆十二等星。那些十字形的叉絲石反射鏡造成的。如果恆星相對來說較亮的話，在望遠鏡中就容易看到這種效果。
05b/01：這是一張有關老恆星CS 31082-001中的鈾在385.96 nm的照片。在本區域中，其他的光譜（如鐵和銣）的起因也已經標明了。他們也為那些廣泛採用的穩定元素的豐度和恆星大氣中的鈾原子的四個不同的風度值估計併合成了光譜（細線）。顯然，那些最主要的光譜（與完全沒有鈾的光譜對照）是不符合觀測事實的。最為合適的光譜是中間的紅線，利用這些光譜，我們可以知道，它的鈾含量約為太陽的6%。
當天文學家們檢查他們計劃觀測的恆星——CS 31082-001的光譜時，激動得不得了。在這張光譜照片上，我們見過的重元素或者說是稀有元素的譜線是如此之多，可能已經是那一類恆星中最多的了。特別是在鐵一類的重元素的豐度只有太陽的1/800的恆星中，重元素的光譜的暗線往往是不受鐵那些元素的幹擾的，而且，即使是在這樣的一種貧金屬星中，CH和CN的分子的譜線常常是很多的。
在CS 31082-001的光譜重，我們可以看到14條以上的釷的光譜，而在平常的恆星中，我們充其量也只不過能看見兩條這樣的線。確實，在 CS 31082-001中含有不少的稀有的金屬元素，可以說，那時天文學家們的一處寶藏。然而，最厲害的是，我們在近紫外區的389.59 nm的波長處，竟然發現了離子狀的鈾的光譜線（在照片05b/01的中部）！
不奇怪，鈾的光譜線很弱，畢竟鈾是宇宙中較為稀少的一種元素之一，而且，在自從這恆星的誕生以來，鈾的含量已經變為原來的1/8了。此外，在這些貧金屬星中，接近紫外線的光譜線比較多。
要精確的測量暗光譜，對射譜儀的敏銳度和解析度還有它的效率都有很高的要求，對望遠鏡也是一個考驗。而VLT和UVES在天文觀測這方面可以說是一對絕妙的組合了，它可以得到相當暗的星（例如12等星，換句話說，就是比我們平時可見的星暗500倍的恆星）的星光光譜，而且，在拍攝出的那些星光光譜十分明亮，也只有那些以前那些裸眼可見的星光光譜的照片才能夠與他相媲美。
CS 31082-001的年齡
利用估算出的大氣模型和人工光譜，科學家們做了一個細緻的分析，他們發現，在這顆恆星的穩定的重元素的豐度的比率和太陽中的是十分相像的，只不過含量是太陽的12%罷了。
測量同時也表明了釷和鈾在CS 31082-001的豐度分別稍少於是太陽中的9%和6%，這兩種元素和他們在周期表中的「鄰居」們一樣，都是鈾相同的原子組成的，這就意味著，它們在CS 31082-001中衰變要遠遠長於在太陽中的衰變的時間。
現在，由於在超新星爆發中形成的元素的模型不同，於是只能估計這顆恆星的年齡大約在110～160億年之間。而現在被認為最為接近的數值為125億年。
宇宙的年齡當然要老於這顆恆星，自然是要比125億年老。
相信，不久更為確切的年齡應該就要出臺了。
如果U-238的衰變速度更快一點的話，我們對年齡的精確度就要高的多，估計，測出的年齡的精度應該在1.5 Gyr（一個Gyr為十億年）左右。
但是，在不久的將來，年齡的精度將不會僅僅依靠VLT拍攝下來的光譜了。目前，真正的問題是，我們依靠的那些有關鈾並且要用它來確定年齡的實驗室數據的不確定。另外，核物理中有關最初的同位素比率的計算帶來了最大的誤差。
因此，在現有數據的基礎上，改進物理的測量數據成了準確的讀出宇宙時鐘的當務之急。相應的實驗室測量也正在法國的CEA和瑞典的Lund大學起步了。
與此同時，這個研究小組正在尋找像CS 31082-001那樣的恆星。可能現在，類似的恆星已經不多了，但是，鈾能夠在更多的範圍中進行測量，我們也就能夠知道在銀河系中，那些恆星是否就像猜測中的那樣是一樣的老。