这位艺术家的印象显示了一颗比我们的太阳大300倍的人口III恒星爆炸成一对不稳定超新星。鸣谢:uux.cn/noir lab/NSF/AURA/j . da Silva/space engine
（神秘的批恒地球uux.cn）据《今日宇宙》（布莱恩·科柏林）：如果你把一个宇宙中的氢和氦放在一起，让它静置大约130亿年，直系你就会得到我们。后代我们是还们可们原始元素的后代。我们是到第第一批恒星以及之后许多代恒星的脱落尘埃。所以我们对宇宙第一颗恒星的批恒探索就是对我们自身历史的探索。虽然我们还没有捕捉到第一批恒星的直系光，但它们的后代一些直系后代可能就在我们的银河系中。
最初的还们可们恒星是巨大的。如果没有更重的到第元素来压它们，它们需要大约是批恒我们太阳的300倍才能在其核心引发核聚变。由于它们的直系体型，它们经历聚变周期的后代速度相当快，寿命也非常短。
但是发出死亡信号的超新星爆炸分散了更重的元素，如碳和铁，新的恒星就是从这些元素中形成的。大型第二代恒星也以超新星的形式死亡，并分散了更多的重元素。结果，每一代恒星都包含越来越多的这些元素。在天文学术语中，我们说每一代都有更高的金属性。
当然，明星是在哪一代，可以模糊。显然，完全由原始氢和氦形成的第一批恒星是第一代恒星，完全由第一代恒星的残余物形成的恒星是真正的第二代恒星。但是恒星以各种不同的大小形成，所以很有可能一些大质量的第二代恒星在一些较小的第一代恒星之前变成了超新星。
许多早期恒星可能主要是由第一代物质和少量第二代尘埃形成的，而另一些主要是由第二代恒星和少量第一代物质形成的。像太阳这样的恒星很可能是多代物质的混合物。

我们银河系中恒星的分布。鸣谢:uux.cn/美国国家航空航天局、欧洲航天局和a .菲尔德
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性将它们分类。恒星的金属丰度是铁和氦的对数比[Fe/He]。I族恒星的[Fe/He]至少为-1，这意味着它们的铁含量是太阳的10%或更多。第二族恒星的[Fe/He]小于-1。第三类，人口三，是留给真正的第一代恒星的。
在银河系中，银道面上的大多数恒星都是像太阳一样的I族恒星。它们在我们银河系的历史中形成得更晚，而且更年轻，含有更多的金属。较老的II族恒星通常存在于我们星系周围的光晕中，或者存在于环绕银河系的老球状星团中。这是有道理的，因为较老的恒星有更多的时间漂移出银道面。鉴于我们星系的演化，很可能我们光环中的一些人口II恒星是真正的第二代恒星。但是怎么才能把他们和其他老明星区分开来呢？
这是arXiv预印本服务器上发表的一项新研究的目标。它着眼于遥远类星体的观察和人口III恒星的模拟，以确定真正的第二代恒星的金属性。作者发现，虽然第二代恒星在银河系光环中很少见，但一些可能潜伏在那里。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]。

识别第二代晕星。鸣谢:uux.cn/瓦尼等人
碳是作为CNO循环的一部分在恒星中形成的，CNO循环是氢燃烧后的第二级聚变循环。镁是碳和氦三步融合的产物。许多第一代恒星爆炸成为高能超新星，但有些爆炸能量较低。这些低能超新星会释放出碳和镁等元素，但不会释放太多铁。因此，具有异常高[C/Fe]比率的恒星很可能是由单一第一代恒星的残余物质形成的。[C/Fe]比值越低，越有可能是由第一代和第二代恒星形成的人口II恒星。
所以看起来关键是寻找[C/Fe] > 2.5的晕星。我们还没有发现任何这样的恒星，但是随着更多的天空调查在网上出现，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在离家更近的地方找到他们的一个孩子。