Galaksinin ilk döneminde oluşan yıldızlar pek çok bakım dan günümüzde oluşan yıldızlardan ayrılamaz gibi görünebilir. Bunu, galaksinin ilk dönemlerinde oluşan yıldızlardan bazıları hala yaşadıkları için biliyoruz. Yıldızlarının yüzey sıcaklıklarına karşı ışıma güçlerinin çizildiği Hertzsprung-Russel diyagramı normal, hidrojen yakan yıldızların yaşam sürelerinin saptanabilmesini sağlar. Yıldızın ana koldan ayrıldığı zamanki komunu gözlenen hidrojen yakma döneminin ne kadar sürdüğünü, yatay kol üzerindeki konumu ise ne kadar zamandır helyum yakmakta olduğunu belirler. Bu yöntemle yaşları belirlenen küresel kümelerin yaklaşık 14 milyar yıl önce oluştukları hesaplanmıştır ki bu tarihteki dağılım miktarı 2 milyar yıldır. Bunlar, galaksideki en yaşlı yıldızlardır.

Galaksinin başlangıcında var olan yıldızlar hakkındaki herhangi bir şeyi nasıl bilebiliyoruz? Doğru, bazı yıldızlar çok uzun ömürlüdürler: Kütlesi Güneşinkinin yarısı kadar olan bir yıldız en azından galaksinin yaşının iki katı kadar bir süre boyunca hidrojen yakmayı sürdürecektir. Bununla birlikte ilk yıldızların sayıca az olduğu gerçeğine karşın, çok özel yapıları nedeniyle astronomlar bunları kolayca tanıyabildiklerinden, çevrede pek azı galaksinin ilk yoğunlaşma döneminde oluşmuş olan çok sayı da küçük kütleli yıldız bulunduğu bilinmektedir. Galaksinin başlangıcında üretilen ağır element miktarı çok azdır.

Bunun sonucu olarak yıldızlarda hemen hemen hiç oksijen ya da demir bulunmaz. Zaman geçtikçe yıldızlararası bulutlar süpernovaların püskürttükleri gazlarla zenginleşir, yıldızlar bu kirlenmiş ortamda oluşumlarını sürdürürler. Bu nedenle yıldız ne kadar geç oluşursa, o kadar fazla ölçüde hidrojenden daha ağır element içerir.

Gerçekten de göreceli olarak yakın zamanlarda, diyelim 10 milyon yıl önce oluşmuş olan yıldızlar, Güneş’e oranla iki kat daha fazla ağır element içerirler. Bunun tersine, Güneş sisteminin oluşumundan önce, yani 4.6 milyar yıldan daha önce oluşan yıldızlar Güneş’le karşılaştırıldıklarında metalce çok fakirdirler. Tayfsal yöntemlerle saptanan galaksimizdeki en eski yıldızların metal içeriklerinin, Güneşinkinin on binde biri veya yüz binde biri kadar olduğu bulunmuştur. Metalce fakir olan bu yıldızlar galaksi halesindeki yaşlı yıldızları kapsayan 2. popülasyona ait olan yıldızlardır.

Galaksinin İlk YıldızlarıBöylesi yüksek oranda metal fakiri olan yıldızlar bazı küresel kümelerde ele yer almaktadır. Her ne kadar Güneş’le karşılaştırıldığında metal eksiklikleri göze çarpmaktaysa da, galaksin in merkezinde yer alan küresel kümeler metal bakımından o kadar da fakir sayılmazlar. Galaksi halesinde yıldızlardan çoğunun metal oranı, Güneşinkinin onda biri civarında, galaksi düzlemindeki yıldızlarda ise bu oran ortalama olarak Güneşinkinin yarısı kadardır. Bu nedenle halenin galaksi düzleminden önce oluştuğu ya da en azından karakteristik yıldızlar açısından durumun böyle olduğu söylenebilir.

Bu kadar düşük oranda metale sahip olmaları nedeniyle Samanyolu Galaksisi’ndeki en yaşlı yıldızların galaksinin ilk oluşum aşamalarında ortaya çıkmış olmaları gerekir.

Metal fakiri ama büyük kütleli yıldızlar öleli çok olmuştur. Yaşamlarını sürdüren metal fakiri yıldızlar çok enderdir. Bunun nedenini aşağıda anlatmaya çalışacağım. Bazı astronomlar, uzun süre önce ölmüş olan bu yıldızları 3. popülasyon olarak adlandırırlar.
Daha uygun bir sınıflandırma, her ne kadar saptanmaları oldukça zor ise de kütleleri Güneşinkinden küçük olan üyeleri hâlâ yaşamakta olduklarından, hale yıldızlarını kapsayan 2. popülasyonun en sonucu olabilir.

İlk yıldızların doğasını anlaşılmasına ilişkin bir başka ipucu, bu yıldızların önce sentezleyip sonra da püskürttükleri metallerin incelenmesi olabilir. Püskürtülen bu maddeler daha sonra galaksi halesindeki yaşlı yıldızlarla birleşmektedir. Yıldız tayflarından saptanan bollukların oranları, yani örneğin oksijenin azot ya da demire oranı, bize bu elementleri sentezleyen yıldızların kütleleri konusunda ipuçları verir. Metal zengini olan en yaşlı yıldızlardaki oksijenin demire oranı daha genç yıldızlardaki orandan yaklaşık üç kat büyüktür. Örneğin kütlesi Güneşinkinin 10 katı olan bir yıldız, 30 katı olan bir yıldıza oranla çok daha az oksijen, çok daha fazla karbon ve demir üretir.
Kısa ömürlü, büyük kütleli yıldızlar, 2. tür süpernova olarak patlayıp galaksinin ilk dönemlerindeki oksijene katkıda bulunurken daha küçük kütleli yıldızlar daha yavaş bir evrim süreci geçirerek sonraki yıldız kuşaklarını zenginleştirir ve zamanla bolluklarda gözlenen değişimlere neden olurlar. Buradan da yaklaşık olarak 14 milyar yıl önce oluşan ilk yıldızların kütle dağılımlarının günümüzde oluşan yıldızların kütle dağılımlarıyla temel olarak aynı olduğu sonucunu çıkarabiliriz.

Oluşum halindeki galaksinin ilk dönemlerindeki koşullar günümüzün koşullarından çok farklı olduğundan ilk yıldızların bildiğimiz yıldızlara benzemesi gerçek bir sürpriz olmuştur. O zamanlar hemen hemen ağır hiçbir element ve toz yoktu. İlk yıldızlan oluşturan bulutlar hidrojen moleküllerinden değil, hidrojen atomlarından oluşmaktaydılar. Neredeyse bir soğutucu görevi yapan iz elementlerin molekülleri ve ağır atomlar olmadığından o zamanki bulutların sıcaklıkları günümüzdeki molekül yapılı bulutlardan daha yüksek olmalıdır.
Jeans kütlesinin hesaplanması bize kendi kütle çekimi altında çökmeye başlayabilecek en küçük bulutun boyutlarını verir. Bu hesaplara bakarak ilk bulutların kütlelerinin, Güneş’in kütlesinin 10^6-10^7 katı olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz. Buna ek olarak, atom halindeki hidrojenin temel yapısından gaz sıcaklığını biliyoruz. Atom halindeki hidrojenin enerji düzeyleri birkaç bin derecenin altındaki soğumalara izin vermez. Ama çok az miktarlarda da olsa molekül yapısında hidrojen de bulunduğundan, bulutlar yaklaşık olarak 500 derece Kelvin’e kadar soğurlar. Kütle ve sıcaklığı bilmemiz yoğunluğu da hesaplayabilmemizi sağlar. Yoğunluk ela günümüzdeki bulutlara benzer olarak Galaksinin İlk Yıldızlarısantimetreküpte birkaç bin atom olarak bulunur. O zaman asıl farklılık, en eski bulutların günümüzdekilerden hem daha sıcak hem de daha büyük kütleli olmasıdır. Bu bulutlarda ağır elementler ve toz tanecikleri de yoktu. Yıldızlararası bulut çökerken ve sonunda da yıldızları oluşturmak üzere parçalanırken bu tipik farklılıkların birbirinin açığını kapatması yönünde bir eğilim vardır. Daha yüksek sıcaklık, gazdan kaynaklanan basınç desteğinin daha önemli olduğu anlamına gelir ve başlangıçta daha büyük kütleli parçalar oluşması dernektir.

Toz taneciklerinin olmayışı bulutu ışınıma daha geçirgen yapar ki bu da bulut çökerken soğumanın, diğer bulutlara göre daha yüksek yoğunluklara ulaşılıncaya kadar sürmesini sağlar. Süregelen soğuma, bulutun çökmesi sırasında kütleçekimi ile savaşan basınç kuvvetlerinin büyümesini geciktirir. Bu nedenle parçalar da, başka hiçbir biçimde ulaşamayacakları kadar yüksek yoğunluklara erişinceye kadar çöker ve sıcaklıkları da çok yüksek olur. Başka bir deyişle, parçaların kütlesi aynı olmakla birlikte yüksek sıcaklığı telafi etmek için yoğunlukları yüksek olur. Galaksinin başlangıcında mı yoksa günümüzde mi çöktüklerinden bağımsız olarak bulutlar aynı boyutlardaki parçaları üretirler.