そこで私は、全天で2番目にX線で明るく、かつ温度がほどほどに低いおとめ座銀河団を「すざく」で非常に長時間観測することを提案しました。提案は採択され、「すざく」は、この天体の観測に2週間（ペルセウス座銀河団の観測と同じ時間）を費やしました。この新しい観測データにより、おとめ座銀河団の中心から端にかけて連続的に、鉄のみならずマグネシウムやシリコン、硫黄を検出することに成功しました。我々が発見したことは、おとめ座銀河団全体を通して、鉄、シリコン、マグネシウム、硫黄の相対組成比が一定で、かつその値が太陽および我々の銀河のほとんどの星とおおむね一致する、ということでした。これはすなわち、宇宙では元素が非常によく混ざり合い、太陽半径（数十万km）から銀河団サイズ（数百万光年）まで、均一に保たれていることを意味します。宇宙のほかの一部が、我々と大きく異なる元素組成比を持つことはないようです。生命は、ほかのどこでも同じように進化し得るのです！

　そのような大きな空間中で金属が混合するためには、金属元素の大部分が、太古の昔に供給されていなければなりません。私たちは、100億年前の若い宇宙が激しい星形成の時代を経たことを知っています。おそらくそのときに、多くの超新星爆発が起こり、その爆発エネルギーと、その時代の活動的なブラックホールからの強い風が、銀河外に金属元素を吹き出し、銀河間空間に混ぜ込んだのでしょう。このことは、Ia型超新星と重力崩壊型超新星の両方が宇宙の金属量増加に寄与し、宇宙が現在の1/3年齢のときには、すでに私たちが今日見る元素組成比とほぼ同じ値に至っていたことを意味します。つまり、長い間（間違いなく地球年齢よりずっと長い間）、砂浜や赤血球を形成するのに必要な元素は、豊富に存在し続けてきたのです。

　みんなが2016年の次世代X線天文衛星ASTRO-Hの打上げを熱望しています。というのも、ASTRO-Hに搭載されるカロリメータの優れたX線波長分解能は、ほかのどのX線天文衛星も寄せ付けない精密さで、銀河団の元素組成比を測定できるからです。これによって、いかにしてすべての元素が生成され宇宙に散布されたのかについて、これまでよりずっと多くのことを学ぶことができるのです。

（オーロラ・シミオネスク， 日本語訳：勝田 哲）