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SDSS J001820.5–093939.2是位在星座的鲸鱼座内，距离大约1,000光年的一颗恒星，也可以简洁的称为SDSS J0018-0939。.
|-SDSS J0018-0939是一颗低温的主序星，它可能是第一颗被发现的第二代恒星[1]。
理论和实验的模拟都推断，在大爆炸之后大约一亿年左右，由气体云形成的大质量恒星只有氢和氦的成分。超新星爆炸将这些第一代恒星内部形成的重元素抛出并进入周围的气体，这些重元素被驱散并转化成为形成第二代恒星的原料，以及第一代恒星的间接标志。
第一代恒星的质量分布是了解宇宙结构和化学丰度形成的关键；像星系的大量恒星系统。然而，就目前银河系恒星的化学成分，还没有发现如此大质量恒星超新星存在的证据。
质量低于太阳的恒星，有很长的生命期，可以有足够的时间去发现它们。这些恒星独特的化学丰度模式模式，可以用来推测第一代恒星的质量。 在过去的卅年，天文学家进行了大规模的调查，以找到在宇宙早期形成的低质量贫金属恒星[2]。最新的史隆数位巡天（SDSS，Sloan Digital Sky Survey）和史隆扩大了解和探索银河系计划（SEGUE）是为了探索银河系的各种元件，理解星系的结构、形成和演化，最终要提供我们银河系的年龄、组成和恒星在空间分布状态的关键线索。
SDSS J0018-0939被确定为像金属量非常低的恒星。其他许多低金属量的恒星已经被确认为属于环绕银河的矮星系成员。它们大多数不被认定为贫金属星，并且其它的性质也不符合，显示这些恒星有着不同的来源。
SDSS J0018-0939没有可能改变它的性质，来自联星的质量转移和额外混和的特征，也没有随着演化发生内部的混合。 它的轻元素丰度比率，包括碳和镁的水准都很低。 它相邻的奇-偶元素对丰度的比例都非常低，与比较星G39-36的比例值差异非常明确。 重中子捕获的元素，锶、钡的丰度也在上限之内，相较于其它的恒星，类似的金属丰度也是异常的低。这项特征有时也能在其他更多的金属贫乏星上发现（[Fe/H] < –3）。 虽然，铁丰度不如其他非常贫金属星低，但是碳、镁和重中子捕获元素（锶和钡）的低丰度，都认为这是一种化学组成非常原始的天体[1]。
由日本国家天文台（NAOJ）、Konan大学和日本兵库县立大学、圣母大学、与新墨西哥州立大学组成的团队，使用口径8.2米昴星团望远镜的高分散性光谱仪（HDS）更仔细的研究SDSS J0018-0939[2]
大质量超新星爆炸的核合成模型，证实了先前发现的早期世代恒星不能完全吻合解释在SDSS J0018-0939观测到的化学丰度比例。然而，超过100个太阳质量恒星的超新星爆炸模型显示合成大量铁元素，而只有少量像碳这样的轻元素。这意味着SDSS J0018-0939保留的最有可能是第一代非常巨大质量恒星的化学元素丰度[2]。
第一代恒星在自身辐射的回馈下形成，因此预期其质量通常是太阳质量的数十倍。一小部分的恒星可能会成长为非常庞大的天体，拥有300倍以上的M☉[1]。
这样的恒星在演化过程中会进入不稳定恒星对的地区，并且继续塌缩，最后进入铁光致蜕变。这样的天体被称为大质量恒星核心塌缩。 虽然不清楚这种质量非常巨大的恒星是否能发生爆炸，但是其爆发的能量可以高达6 ×1053尔格，同时可以解释硅的低丰度（相较于镁）和低的碳与镁丰度[1]。
一颗质量介于140 M☉ ≲ Mms ≲ 300 M☉的恒星爆炸，由于在静态的氧燃烧阶段产生的电子-正电子对会造成成对不稳定性，消耗爆炸的能量，因而被称为成对不稳定超新星（PISN，pair-instability supernova）。早期的化学浓缩预测第一代超大质量恒星的PISN爆炸所产生的铁金属量与SDSS J0018-0939匹配。它们也预测能形成气体丰富的PISN恒星是相当罕见的；大约每500颗恒星才会形成一颗这样的恒星。虽然在高解析光谱仪的观察下，现在约有500颗恒星的金属量在–3< [Fe/H]<–2之间，但观察到的SDSS J0018-0939模式是唯一的，还没有找到类似的其它天体[1]。
如果SDSS J0018-0939确实是PISN或非常大质量恒星爆炸后形成的，而在原始世代恒星中超大质量恒星只占了几个百分点，与现今研究第一代恒星形成理论的预测是类似的。并且这可能与诞生的暗物质晕有关[1]。
强紫外线辐射、高能量爆炸、和从大质量恒星爆炸产生的重元素影响随后的恒星与星系的形成。如果存在质量超过1,000倍太阳质量的横星，它可能就是形成超大质量黑洞的种子，就像在银河系中心发现[2]。
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