元素周期表是一種將所有已知的元素按照它們的原子序數（即原子核中的質子數）和化學性質分類的方法。目前，已經發現了118種元素，其中最后四種是在2016年被國際純粹與應用化學聯合會（IUPAC）正式命名的。

這些元素的原子序數從1增加到118，它們的原子質量（即原子核中的質子和中子的總數）也隨之增加。元素的原子質量決定了它的質量，而原子序數決定了它的電荷。這兩個因素都會影響元素的密度，即單位體積的質量。

一般來說，元素的密度隨著它們的原子質量增加而增加，這是因為原子核越重，原子之間的距離越近。但是，這并不是一個絕對的規律，因為原子的結構也會影響它們的密度。例如，當原子核中的質子過多時，它們之間的斥力——庫侖力，會使原子核變得不穩定，從而發生衰變，釋放出能量。

一些重元素是放射性的，它們的半衰期很短，即它們衰變的速度很快。這些元素通常不能在自然界中找到，而是通過人工的方式制造出來，例如在加速器中用輕元素的原子核轟擊重元素的原子核，或者用中子轟擊重元素的原子核，使其吸收中子并增加原子質量。這些方法可以產生一些超重元素，即原子序數大于104的元素，但是它們的壽命很短，只有幾微秒或更短，因此它們只能用于科學研究，而不能用于實際應用。

那么，是否存在一些超重元素，它們的原子核是穩定的，或者至少是相對穩定的，能夠存在足夠長的時間，以便我們可以觀察和利用它們呢？答案是，可能有。一些理論預測，當原子序數達到一定的值時，原子核的結構會發生變化，形成一些特殊的形狀，例如球形、橢球形、環形或雙峰形，這些形狀可以使原子核的能量降低，從而增加它們的穩定性。

這些特殊的原子核被稱為“超重核”，它們可能存在于一些“核穩定島”中，即一些具有特定的原子序數和原子質量的區域，其中最有名的一個是在原子序數為164左右的地方。這些超重核的密度可能非常高，遠遠超過我們已知的任何元素的密度。例如，最穩定的元素是鋨（原子序數為76），它的密度為22.59 g/cm3，大約是鉛的兩倍。而一些超重核的密度可能高達40 g/cm3或更高。

那么，這些超重核是否真的存在呢？如果存在，我們如何找到它們呢？目前，我們還沒有在實驗上制造出這些超重核，但是我們可能可以在一些特殊的地方找到它們的痕跡，例如在一些天體中。一些天體，例如小行星，可能具有比我們已知的任何元素都高得多的密度，這表明它們可能由一些未知的類型的“超致密”物質組成，這種物質不能用常規的物理學來研究。

最極端的例子是一顆名為33 Polyhymnia的小行星，它位于火星和木星之間的主要小行星帶，它的密度被計算為75.3 ± 9.6 g/cm3，這是鋨的三倍多。由于這顆小行星的密度遠遠超過了普通原子物質的最大密度，它可以被分類為一種具有未知成分的超致密物體。在一篇論文中，研究人員提出并探討了一種可能性，即這種超致密物質可能由高原子序數的超重元素，甚至是一些更奇特的類型的超致密物質組成的。

為了計算超重元素的微觀原子結構和性質，研究人員使用了相對論的托馬斯-費米模型，這是一種簡化的原子模型，它假設原子核是一個均勻的電荷球，而電子是一個由費米-狄拉克統計描述的氣體。這種模型雖然不夠精確，但是它可以讓我們系統地探索原子序數超出已知周期表的原子的行為。

研究人員用這種模型計算了一些超重元素的原子半徑、電子云半徑、電離能、原子能量和原子密度等物理量，并與一些已知元素的數據進行了比較。他們發現，當原子序數增加時，這些物理量都會發生顯著的變化，尤其是在核穩定島附近。他們估計，核穩定島中的元素的密度范圍為36.0 - 68.4 g/cm3，這與一些超致密小行星的觀測值相符合。

他們還進一步擴展了這個方法，研究了一些更奇特的類型的超致密物質，例如由α粒子（即氦核）組成的核物質凝聚液滴。這種物質的密度可能高達100 g/cm3或更高，但是它的穩定性還不清楚。我們認為，這種物質可能存在于一些極端的環境中，例如在恒星的內部或者在恒星爆發的過程中。