在詹姆斯·韦布空间望远镜升空之前，第三星族星几乎是一个纯粹的理论构造。天文学家知道它们应当存在——大爆炸核合成只造出了氢、氦和微量的锂，而观测到的遥远类星体光谱中却分明有着碳、氧、铁的吸收线，这些重元素必须有人来制造。但谁制造了它们、何时制造、如何制造，几十年来始终停留在数值模拟的疆域之内。如今，局面正在改变。韦布望远镜对早期宇宙的深度观测，让第三星族星从一个“假想中的星族”逐步走向可检验的观测对象。理解这些恒星，不只是补全一张恒星分类表，而是回答一个更根本的问题：宇宙如何从一片中性氢的黑暗海洋，变成了今天布满星系、行星与生命的模样。
什么是第三星族星：一个由“缺失”定义的天体类别
在天文学的星族分类中，第三星族星的定义恰恰建立在一个“缺失”之上：它们不含任何比氦更重的元素。天文学中习惯将比氦重的元素统称为“金属”，因此第三星族星就是金属量为零的恒星。这与第一星族星（如太阳，富含金属）和第二星族星（贫金属但并非无金属）形成了鲜明对照。需要注意的是，星族编号的增加并不意味着“世代更替”，数字大小反映的是历史上分类的先后顺序，而非年龄顺序。但从宇宙演化的角度看，第三星族星确实是最早诞生的那一批恒星：它们形成于大爆炸后不久的原初气体云中，彼时碳、氧、铁等元素尚未在恒星内部被锻造出来。
这一“零金属”条件带来了深远的物理后果。在没有重元素的情况下，原初气体云无法通过尘埃颗粒和金属谱线有效散热，冷却过程远比今天恒星形成区缓慢而低效。气体要在引力作用下坍缩成恒星，只能依赖氢分子和原子氢的冷却通道。理论计算表明，这一限制使得第三星族星的典型质量远大于今天的恒星，可能达到太阳质量的数十倍乃至数百倍。它们因此注定是炽热、明亮而短命的——几百万年内便会耗尽其核燃料，以超新星爆发的形式将锻造出的第一批重元素抛入星际介质。
它们做了什么：再电离与化学富集的双重角色
第三星族星在宇宙演化史上的重要性，体现在两个相互关联的过程中。
其一是宇宙再电离。大爆炸后约三十八万年，宇宙进入“黑暗时代”，中性氢气体弥漫其间，光子被大量吸收，宇宙是不透明的。要让它重新变得透明，需要足够多的电离光子将氢原子中的电子剥离。第三星族星因其极高的表面温度，能够释放大量高能紫外光子，被普遍认为是驱动再电离的主要候选源之一。尽管后续的第二星族星和类星体也可能贡献了相当份额的电离光子，但“第一缕光”的源头指向的正是这些无金属恒星。
其二是化学富集。第三星族星在核心通过核聚变逐级合成更重的元素，并在生命终点通过超新星爆发将这些元素散布出去。没有这一过程，宇宙将永远停留在氢和氦的单调状态，不可能形成岩石行星，更不可能出现以碳化学为基础的生命。从这个意义上说，我们身体中的每一个碳原子、氧原子和铁原子，其“祖先”都可以追溯到某颗第三星族星内部的核合成反应。2024年的一项研究通过分析一个131亿年前的类星体周围气体的化学特征，发现了异常高的镁含量，被认为可能是一颗质量约为太阳150至250倍的第三星族星以“不稳定对超新星”方式爆炸后留下的遗迹。
寻找最难捉摸的恒星：从间接证据到直接探测
第三星族星之所以如此难以观测，原因很直接：它们存在于宇宙极早期，距离我们极其遥远，且寿命短暂。红移越高，观测难度越大。长期以来，天文学家只能通过两种间接途径逼近它们：一是在极贫金属的第二星族星中寻找其超新星产物留下的化学“指纹”；二是在高红移类星体的吸收光谱中辨识第三星族星爆发所播撒的元素特征。但这些方法终究隔了一层，无法直接确认第三星族星本身的性质。
转机出现在韦布空间望远镜投入观测之后。2024年，剑桥大学团队在分析著名早期星系GN-z11的晕轮时，在距离主星系仅约三千秒差距处发现了一个名为“赫柏”的微弱伴天体，其光谱中出现了双电离氦的发射线，却完全没有重元素的痕迹。利用近红外光谱仪的高分辨率能力，团队确认了该氦信号的真实性并解析出其结构。几乎同时，佛罗伦萨大学团队在同一位置独立探测到了氢发射线，为这一天体的身份认定提供了第二重佐证。两项研究均未在信号中发现任何金属线，而理论建模基于氦氢比推算出的恒星质量范围——约为太阳的10至100倍——恰好落在第三星族星的预测区间之内。
需要保持审慎的是，“赫柏”目前仍是一个候选体，而非确凿无疑的第三星族星系统。光谱中缺乏金属线是必要证据，但并非充分证据：极端的第二星族星在特定条件下也可能产生类似信号。不过，两项独立研究从不同谱线出发得出相容结论，这本身就标志着第三星族星搜寻从“零观测约束”进入了“有候选体可供检验”的新阶段。
未来的路：韦布之后还有什么
韦布望远镜的观测能力仍然有限。对于单个第三星族星，即使在强引力透镜放大下，其固有亮度也往往落在探测极限附近。当前探测到的是第三星族星聚集形成的星团或伴天体，而非孤立的单颗恒星。下一步的关键在于更大口径、更高灵敏度的设施。正在规划中的罗曼空间望远镜拥有更宽的视场，理论上可以通过星系团引力透镜效应探测到被放大数千倍的高红移第三星族星或第三星族星系，但其探测前景高度依赖于这些天体在早期宇宙中的实际数量密度和形成效率。与此同时，对“赫柏”类天体的后续光谱跟踪——寻找更暗弱的金属线或分子氢特征——将是验证其第三星族身份的关键步骤。
第三星族星的故事，本质上是宇宙自我复杂化的第一幕。从几乎纯粹氢氦的简单起点出发，第一批恒星用短暂的寿命换来了重元素的诞生，用剧烈的死亡为后续世代铺就了通往行星与生命的道路。我们今天之所以能够追问“我们从何而来”，部分答案就编码在那些尚未被完全确认的、宇宙第一缕星光的光谱之中。
相关问题与回答
问：第三星族星和第一星族星、第二星族星的核心区别是什么？
答：核心区别在于金属量（比氦重的元素含量）。第三星族星理论上不含任何金属，形成于大爆炸后不久的原初气体中；第二星族星含少量金属，是较古老的恒星；第一星族星如太阳，金属含量最高，是最年轻的恒星族群。需要留意的是，编号大小并不对应年龄顺序，而是历史分类的遗留。
问：第三星族星为什么被认为质量很大？
答：原初气体中没有碳、氧、铁等元素，也无法形成尘埃颗粒。这些物质在现代恒星形成区中是重要的冷却剂，能帮助气体云散失热量、在较低质量下坍缩成恒星。缺乏冷却剂意味着气体云需要更大的引力势阱才能塌缩，因此第三星族星的典型质量可能在数十到数百倍太阳质量之间。
问：目前有确凿发现第三星族星吗？
答：截至目前的公开信息，尚无被学界普遍确认的第三星族星直接探测。2024年韦布望远镜在GN-z11星系晕中探测到的“赫柏”天体是目前最有力的候选体，其光谱显示双电离氦发射线且无金属线，两项独立研究得出了相容结论，但仍需更多观测来排除极端第二星族星等替代解释。
问：第三星族星对今天的宇宙有什么实际影响？
答：最直接的影响是化学富集。第三星族星在核心合成了第一批比氦重的元素，并通过超新星爆发将它们播撒到星际介质中，为后续恒星、行星乃至生命的形成提供了原料。此外，它们的高能辐射被认为是宇宙再电离的主要驱动力之一，使宇宙从“黑暗时代”的中性状态转变为电离状态。
问：为什么找到第三星族星这么困难？
答：三个原因叠加：它们距离极远（红移高，信号微弱）、寿命极短（几百万年，在宇宙尺度上转瞬即逝）、且存在于早期宇宙中。即使借助韦布望远镜，也只能探测到它们聚集形成的星团或伴天体的集体辐射，单颗恒星的直接成像目前仍不现实。
问：“不稳定对超新星”和第三星族星有什么关系？
答：不稳定对超新星是一种理论预测的爆发机制，发生在质量约为太阳150至250倍的极巨大恒星中。这类恒星在生命末期，核心的光子转化为正负电子对，导致压力骤降、引力坍缩并引发剧烈爆炸，可能完全不留残骸。第三星族星因其质量分布可能偏向极端巨大，被认为是这类爆发的理想候选者。对早期类星体周围高镁含量气体的观测，为这一关联提供了间接线索。
问：韦布望远镜之后，还有什么设备能进一步研究第三星族星？
答：罗曼空间望远镜（Nancy Grace Roman Space Telescope）拥有比韦布更宽的视场，理论上可以通过强引力透镜效应搜寻被放大数千倍的高红移第三星族星或第三星族星系。此外，地基三十米级望远镜（如TMT、ELT）在光谱跟踪能力上的提升，也将有助于对“赫柏”类候选体进行更精细的化学丰度分析。
问：第三星族星和暗蓝星系是一回事吗？
答：不是。暗蓝星系是一类观测上呈现蓝色、暗弱的星系，其光谱中显示出重元素的存在，但恒星形成活动似乎不足以解释这些重元素的来源。第三星族星被提出作为暗蓝星系中重元素的可能制造者，但两者是不同的概念：前者是恒星族群，后者是星系观测类别。