要了解这新理论，让我们先把重金属形成的过程分为两类。第一类过程要在自由中子密度为每立方厘米内超过100万个的环境下才可以生成。从铁原子核出发，要产生一个更重的元素需要捕获同样带正电荷的质子，但因电荷排斥的关系，比较容易的途径是先捕获中子，然后在原子核里面让中子衰变成质子（过程中会释放电子和反中微子），这样就可以产生一个更重的元素。这种过程被称为慢中子捕获过程，或s-过程。这过程多发生在1～10倍太阳质量的恒星的最后几个演化阶段，大概有一半比铁更重的元素是经过这个过程产生的，但它不能解释其他更重原子核的来源。

第二类过程却要更高的自由中子密度才能产生，它要求的密度达到每立方厘米内超过1020个。它可以让原子核在捕获的中子还没有衰变成为质子之前，连续吸收多个中子。这过程解释了另一种比铁更重的元素来自快中子捕获过程，或r-过程。这种生成过程应在超新星爆炸和在中子星融合过程中发生。

2016年，有证据显示产生重金属元素的主要机制，并非超新星爆炸。证据来自一个银河系的黯淡小卫星星系，名为网罟座-2。这星系内恒星的化学成分，充分支持中子星融合才是宇宙产生金、铂等元素的机制。2017年10月，激光干涉引力波天文台(LIGO)和室女座干涉仪（Virgo interferometer）观测到一对中子星融合时产生的引力波，加上随后数星期的电磁波观测，为中子星融合作为重金属产生机制提供了证据。

理论显示，宇宙大爆炸数亿年后，中子星占着非常重要的地位，那时它们常以双星形式诞生。要探索早期宇宙恒星的成分，我们可以考虑较远离银河系平面的球状空间，那空间称为银晕（galactic halo）。银晕里的星际尘较稀疏，并非星体演化的活跃区域，那里的星体都是“老爷爷”。

大概在20年前，科学家观测了一颗名为CS 22892-052的恒星，首次发现r-过程在银晕范围中的恒星可以如此重要，令人惊讶。从它的谱线可以得知它已经存在了超过120亿年。虽然这颗恒星的铁元素比例只有太阳的千分之一，但竟可探测到它含有放射性钍。这反映了宇宙早期虽然只有较简单的化学元素，但r-过程在那时已经可以进行。其后有类似性质的恒星陆续被发现。(www.daowen.com)

近年兴起了对极暗矮星系（Ultrafaint dwarf galaxies，UFD）的研究。原来银河系会吸引邻近的小星系，令小星系绕着银河系运行，成为后者的卫星星系。这些小星系里的星体与小星系同时诞生，在宇宙早期已经存在，不像银河系里的恒星不断演化。近年以数码技术对天空成像，并以复杂的算法分析各恒星与太阳的距离，至今日已发现了约60个UFD。

网罟座-2星系是其中一个UFD。2015年，研究团队发现该UFD 9个最亮的恒星，在当中有7个竟含有元素周期表上最重的元素，令人惊讶不已。相对的，以往只在很少的银河系恒星中有相似成分。由此可以知道网罟座-2这小星系在仍然年轻的时候，r-过程已广泛存在，可以说网罟座-2是一个r-过程星系。加上我们对恒星形成环境的知识，我们可以总结出，中子星融合很可能是网罟座-2这个星系r-过程的机制。

对网罟座-2这个星系而言，现时可以探测到的r-过程元素需要数以百计甚至千计的超新星爆炸才能完全制造，但在小星系中不可能有那么多次的超新星爆炸发生。计算显示，一次中子星融合制造的r-过程重元素跟网罟座-2星系中的元素比例吻合。而且，在网罟座-2这类星系的第一代恒星爆炸，把能量注入系统里，整个星系便需要一亿年来冷却以供下一代恒星形成，时间上恰好足够一个中子星双星系统从轨道到融合成一起。

从以上种种分析，新的理论指出以r-过程产生比铁更重的元素，中子星融合是主要机制，网罟座-2星系的例子支持了这个理论。传统的理论以超新星爆炸为主要机制，已受到严重挑战。当然要得到更确切的结论，就需要更多的科研工作，包括以粒子加速器收集r-过程的数据，以及更多的天文学观测。