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== 巴德的化學分類 ==

=== 第一星族星 ===
{{anchor|第一星族星}}

[[File:Treasures3.jpg|右|缩略图|第一星族星[[參宿七]]和[[反射星雲]][[IC 2118]]。]] 
[[金屬量#第一星族星|第一星族星]]（亦稱星族Ⅰ星）包含相當數量比[[氦]]重的元素（天文學中統稱為「金屬」）。這些重元素的來源是上一代恆星經由[[超新星]]爆炸，或來自[[行星狀星雲]]物質擴散的過程散佈出來的。
星族I，或稱富金屬恆星，是三個星族中金屬豐度最高的年輕恆星，更常見於像[[銀河系]]這種星系的[[旋臂]]。[[太陽]]是富含金屬恆星的一個例子，被認為是一顆星族I中間的恆星，而類似太陽的[[天壇座μ|天壇座{{mvar|μ}}]]則富含金屬<ref name=Soriano-Vauclair-2009/>。

星族I的恆星通常具有繞著[[銀心|銀河中心]]的規則[[橢圓軌道]]，並且有著較低的[[相對速度]]。早期有人假設，星族I的高金屬内容使它們比其他兩類恆星更有可能擁有[[行星系]]，因為[[行星]]，特別是[[類地行星]]，被認為是由金屬的[[吸積]]形成的<ref name=Lineweaver-2000/>。然而，從[[克卜勒太空望遠鏡]]觀測的數據發現，在具有一定金屬量的恆星周圍有較小的行星，而只有較大的、潜在的氣態巨行星集中在金屬量相對較高的恆星周圍：這一發現對氣態巨行星形成的理論有所啟發<ref name=Buchhave-etal-2012/>。介於星族I和星族II之間的是中間星盤族。

=== 第二星族星 ===
{{anchor|第二星族星}}

[[File:Milky way profile.svg|right|thumb|upright=1.2||銀河系剖面示意圖。 第二星族星出現在銀河系的核球和球狀星團內。]]

第二星族星（星族II），或稱貧金屬星，是指那些比氦重的元素相對較少的恆星。這些天體形成於宇宙早期。在[[銀河系]]中心附近的[[核球]]中，中間的星族II恆星很常見，而在[[螺旋星系#星系扁球體|星系暈]]中發現的星族II恆星更古老，因此更缺乏金屬<ref name=va1973/>

第二星族星的一個特徵是，儘管它們的總體金屬量較低，但與第一類恒星相比，它們的“[[氦核作用|α過程元素]]”（由[[氦核作用]]產生的元素，如[[氧]]和[[氖]]）相對於[[鐵]]（Fe）的比例往往更高；現時的理論認為，這是[[II型超新星]]在形成時對[[星際介質]]有更重要貢獻的結果，而[[Ia型超新星]]金屬富集發生在宇宙發展的後期<ref name=Wolfe-etal-2005/>。

科學家們在幾次不同的調查中瞄準了這些最古老的恒星，包括{{link-en|Timothy C.Beers}}等人的HK物鏡稜鏡巡天<ref name=Beers92/>，和和漢堡-[[歐洲南方天文台|ESO]]對諾伯特·克裏斯特利布等等的巡天<ref name=Christlieb98/>，而最初是起源於微弱的[[類星體]]。到目前為止，他們已經發現並詳細研究了大約十顆超貧金屬星（UMP）（如{{link-en|斯涅登星|Sneden's Star}}、[[凱雷爾星]]、 [[BD +17° 3248]]）和迄今為止已知的三顆最古老的恒星：[[HE&nbsp;0107-5240]]、[[HE&nbsp;1327-2326]]和[[HE&nbsp;1523-0901]]。[[SDSS J102915+172927|卡福星]]是在2012年使用[[史隆數位巡天]]數據發現的，它被確定為迄今為止金屬含量最低的超貧金屬星。然而，2014年2月，在[[SkyMapper]]天文量測數據的幫助下，宣佈發現了一顆金屬豐度更低的恒星，[[SMSS J031300.36-670839.3]]。[[HD 122563]]（一顆[[紅巨星]]）和[[HD 140283]]（一顆[[次巨星]]）在金屬貧乏方面不那麼極端，但更接近、更明亮，因此更為人所知。

第二星族星的年齡比第一星族星大了許多，但是卻被分配了關係相反的數字來區分，這是歷史上遺留下來的原因，因為在第一次對恆星做巡天的探測時，那時並不明瞭某一類恆星的金屬含量會比另一類恆星多的原因。

=== 第三星族星 ===
{{anchor|第三星族星}}

[[File:Ssc2005-22a1.jpg|thumb|right|upright=1.4| [[美國國家航空暨太空總署]]的[[史匹哲太空望遠鏡]]拍攝到可能是星族III恆星發出的輝光。]]
[[File:Massive,_Population_III_Star_in_the_Early_Universe.jpg|right|thumb|upright=1.2|藝術家概念下的印象顯示了一個第三星族星（星族III）恆星的區域。因為它們在宇宙[[大爆炸]]後僅僅1億年就出現了]]

第三星族星（星族III）<ref name=Tominga-etal-2007/>是一類假設的大質量、明亮和熾熱的恆星群體，可能除了附近其它早期星族III超新星的噴出物混合之外，幾乎沒有[[金屬量|「金屬」]]的恆星。

星族III這個詞最早是由Neville J.Woolf在1965年提出的<ref>{{cite journal |last1=Green |first1=Louis |title=Observational Aspects of Cosmology |journal=Sky and Telescope |date=April 1966 |volume=31 |page=199 |bibcode=1966S&T....31..199G |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1966S%26T....31..199G/abstract}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Thornton |first1=Page |title=Observational Aspects of Cosmology |journal=Science |date=March 1966 |volume=151 |issue=3716 |pages=1411-1414,1416-1418 |bibcode=1966Sci...151.1411P |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1966Sci...151.1411P/abstract |access-date=2024-01-27 |archive-date=2023-05-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230510014504/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1966Sci...151.1411P/abstract |dead-url=no }}</ref>。 這類恆星很可能存在於非常早期的宇宙中（即高紅移），並可能開始產生比[[氫]]更重的[[化學元素]]，這是我們所知的[[行星]]和[[生命]]後期形成所需的<ref name=Sobral-etal-2015-06/><ref name=NYT-2015-06-17/>。

第三星族星的存在是從[[物理宇宙學]]推斷出來的，但它們還沒有被直接觀測到。在宇宙中一個非常遙遠的[[重力透鏡效應|引力透鏡星系]]中發現了它們存在的間接證據<ref name=Fosbury-etal-2003/>。它們的存在可能解釋了這樣一個事實，即在[[類星體]]的[[發射光譜]]中觀察到了重元素，而這些元素原本不可能在[[大爆炸]]中產生<ref name=Heger-Woosley-2002/>。它們也被認為是[[暗藍星系]]的組成部分。這些恆星很可能引發了宇宙的[[再電離]]時期，這是構成大部分星際介質的氫氣的主要[[相變]]。對星系[[UDFy-38135539]]的觀測表明，它可能在這一再電離過程中發揮了作用。[[歐洲南方天文台]]在宇宙大爆炸後約8億年的再電離時期，在非常明亮的星系[[宇宙紅移7號星系|宇宙紅移7]]中，在{{math|「z」{{=}}6.60}}發現了一個明亮的早期星族恆星礦穴。星系的其它部分有一些後來更紅的星族II恆星<ref name=Sobral-etal-2015-06/><ref name=Astronomy-2017-06-17-ESO/>。一些理論認為星族III有兩代恆星<ref name=Bromm/>。

[[File:NASA-WMAP-first-stars.jpg|thumb|right|upright=1.3|藝術家對宇宙[[大爆炸]]後的4億年，第一批恆星的印象。]]
現時的理論對第一批恆星的質量是否很大存在分歧。一種可能性是，這些恆星比現時的恆星大得多：幾百顆[[太陽質量]]，可能高達1,000個太陽質量。這樣的恆星壽命很短，只有200-500萬年<ref name=Ohkubo-etal-2009/>。如此大的恆星可能是由於缺乏重元素，和大爆炸後的[[星際介質]]溫度仍然高得多{{Citation needed|date=June 2017}}。相反的，2009年和2011年提出的理論表明，第一批恆星群可能由一顆大質量恆星組成，周圍環繞著幾顆較小的恆星<ref name=Space_FS/><ref name=Space_MS/><ref name=Carr-essay/>。較小的恆星，如果留在出生星團中，會積累更多的氣體，無法存活到今天，但2017年的一項研究得出結論，如果一顆0.8太陽質量（{{太陽質量}}）或更小的恆星，在積累更多質量之前從其出生星團中噴出，它可以存活到現在，甚至可能在我們的銀河系中<ref name=Dutta-etal-2017/>。

對[[HE 0107-5240]]等極低[[金屬量]]第二星族星的資料分析表明，這些無金屬恒星的質量為20~130太陽質量，這些恒星被認為含有第三星族星產生的金屬<ref name=Umeda-Nomoto-2003/>。另一方面，對與[[橢圓星系]]相關的[[球狀星團]]的分析表明，[[不穩定對超新星]]，通常與大質量恒星相關，是其[[金屬量]]組成的原因<ref name=Puzia-etal-2006/>。這也解釋了儘管已經為較小的星族III恒星構建了模型，為什麼沒有觀測到零[[金屬量]]的低質量恒星<ref name=Siess-Livio-Lattanzio-2002/><ref name=gibson2012/>。含有零金屬量的[[紅矮星]]或[[棕矮星]]星團（可能由不穩定對超新星產生<ref name=Salvaterra-Ferrara-Schneider-2004/>）已經被提議為[[暗物質]]候選者<ref name=Kerins-1997/><ref name=Sanchez-1997/>，但是通過[[微重力透鏡|引力微透鏡]]對這些類型的[[大質量緻密暈天體|MACHO]]的蒐索產生了負面結果{{Citation needed|date=February 2019}}。

第二星族星被認為是早期宇宙中黑洞的種子，但與{{link-en|直接坍塌黑洞|Direct collapse black hole}}等高質量[[黑洞]]種子不同，它們會產生低質量的恒星，如果它們能生長到比預期質量更大的質量，那麼它們可能是[[類星]]，在氫和氦被較重元素污染之前，大質量黑洞的其它假設種子可能存在於宇宙早期發展階段。

探測第三星族星（星族III）是美國國家航空暨太空總署[[詹姆斯·韋伯太空望遠鏡]]的一個目標<ref name=JW_PIII/>。新的[[光譜]]調查，如[[史隆數位巡天#史隆擴大瞭解和探索銀河系計畫(SEGUE)|SEGUE]]或[[史隆數位巡天#SDSS-II|SDSS-II]]，也可能定位在找出星族III恒星{{citation needed|date=January 2015}}。

2022年12月8日，天文學家報告可能探測到第三星族星<ref name="ARX-20221208">{{cite arXiv |author=Wang, Xin |display-authors=et al. |title=A strong He II λ1640 emitter with extremely blue UV spectral slope at z=8.16: presence of Pop III stars? |date=8 December 2022 |class=astro-ph.GA |eprint=2212.04476 }}</ref><ref name="QUANT-20230130">{{cite news |last=Callaghan |first=Jonathan |title=Astronomers Say They Have Spotted the Universe's First Stars - Theory has it that "Population III" stars brought light to the cosmos. The James Webb Space Telescope may have just glimpsed them. |url=https://www.quantamagazine.org/astronomers-say-they-have-spotted-the-universes-first-stars-20230130/ |date=30 January 2023 |work=[[Quanta Magazine]] |accessdate=31 January 2023 |archive-date=2023-02-09 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230209192931/https://www.quantamagazine.org/astronomers-say-they-have-spotted-the-universes-first-stars-20230130/ |dead-url=no }}</ref>。