如果你取出相当于整个宇宙的氢和氦，让它沸腾大约130亿年，你就会得到我们。我们是原始元素的后裔。我们是第一批恒星以及之后许多代恒星所抛弃的尘埃。因此，我们对宇宙第一颗恒星的探索就是对我们自己历史的探索。虽然我们还没有捕捉到第一批恒星的光芒，但它们的一些直系子代可能就在我们自己的星系中。

我们还看不到第一批恒星但我们可以看到它们的直系后代

第一批恒星质量很大。如果没有任何更重的元素来压垮它们，它们的重量需要约为太阳的300倍，才能在其核心引发核聚变。由于它们的体型较大，它们的融合周期相当快，寿命也很短。

但超新星爆炸标志着它们的死亡，分散了碳和铁等较重的元素，而新恒星正是由这些元素形成的。大型第二代恒星也以超新星的形式死亡，并散落出更多的重元素。结果，每一代恒星都含有越来越多的这些元素。用天文学术语来说，我们说每一代都有更高的金属丰度。

当然，明星属于哪一代可能是模糊的。显然，完全由原始氢和氦形成的第一批恒星是第一代恒星，而完全由第一代残余物形成的恒星是真正的第二代恒星。但恒星的形成大小各不相同，因此很可能一些巨大的第二代恒星在一些较小的第一代恒星之前成为超新星。

许多早期恒星可能主要由第一代物质和少量第二代尘埃形成，而其他恒星则主要由第二代恒星和少量第一代物质形成。像我们的太阳这样的恒星很可能是多代物质的混合体。

对于现代恒星，我们不是试图确定它们的世代，而是根据它们的金属丰度将它们分类为族群。恒星的金属丰度被视为对数尺度上铁与氦的比率[Fe/He]。I星族恒星的[Fe/He]至少为-1，这意味着它们的铁比率为太阳的10%或更多。II族恒星的[Fe/He]小于-1。第三类，第三族，是为真正的第一代恒星保留的。

在银河系中，银面的恒星大部分都是像太阳一样的I星族恒星。它们在我们银河系的历史中形成得晚得多，而且更年轻，含有更多的金属。较老的第二星族恒星通常出现在银河系周围的光环中，或者在绕银河系运行的较老的球状星团中。这是有道理的，因为较老的恒星有更多的时间漂出银河平面。考虑到我们银河系的演化，我们晕中的一些第二族恒星很可能是真正的第二代恒星。但如何才能将他们与其他老明星区别开来呢?

这是arXiv预印本服务器上发布的一项新研究的目标。它着眼于对遥远类星体的观测和对第三族恒星的模拟，以确定真正的第二代恒星的金属丰度。作者发现，虽然第二代恒星在银河系光晕中很少见，但有些可能潜伏在那里。识别它们的关键不是它们相对于氦的铁丰度，[Fe/He]，而是碳和镁与铁的比率，[C/Fe]和[Mg/Fe]。

碳是在恒星中形成的，作为CNO循环的一部分，这是氢燃烧后的二级聚变循环。镁是碳与氦聚变的产物。许多第一代恒星以高能超新星的形式爆炸，但也有一些以较低能量爆炸。这些低能超新星会释放出碳和镁等元素，但不会释放出太多铁。因此，具有极高[C/Fe]比率的恒星很可能是由单个第一代恒星的残余物质形成的。[C/Fe]比率越低，第二代恒星就越有可能由第一代和第二代恒星形成。

所以看来关键是寻找[C/Fe]>2.5的晕星。我们还没有发现任何这样的恒星，但随着更多的天空调查上线，这可能只是时间问题。我们仍然需要搜索最遥远的星系来寻找第一代恒星，但我们可能很快就会发现它们的一个孩子离家更近。