2014年，Keller 等在《自然》报告 SMSS J031300.36−670839.3：其铁丰度低于太阳的一千万分之一，[Fe/H] < −7.1。新闻说它“接近宇宙第一代恒星”，但论文的限定常被略去：它不是零金属。至今没有一颗恒星被确认到 [Fe/H] = −∞。本文的论点是：零金属不是已到手的天体标本，而是理论迫出的观测空位；它重要，但证据等级远低于公众印象。
零金属为何在理论上必须存在
1957年 B²FH 论文把元素合成放回恒星内部：大爆炸核合成只提供氢、氦和少量锂，碳以上的金属必须由恒星制造。因此，宇宙第一代恒星应由原初无金属气体形成。证据要分开看：原初轻元素丰度有 CMB 与 BBN 的直接观测支持；第一代恒星无金属则是理论自洽要求，不是直接探测。理论说“必须有第一代”，没说“必须留下可观测的个体”。
看不到，不等于没有：测量原理与上限
金属丰度常用 [Fe/H] 表示，即铁氢比相对太阳的对数。绝对无金属意味着铁线完全消失；实际观测只能给上限。吸收线饱和、电离修正、尘埃耗损和恒星大气模型都会移动这个上限。高红移星系更依赖紫外吸收线和星云发射线，系统误差常在 0.2–0.5 dex。于是“极贫金属”是直接观测，“无金属”往往只是模型外推。SMSS J0313 的发现证明早期恒星可以极贫金属，不证明第一代恒星以单星形式存活至今。
真正的争论：第一代恒星是否偏重质量
主流图景来自 Bromm 与 Larson 2004 等综述：无金属气体缺少金属冷却，主要靠 H₂ 冷却，效率低，云团不易碎裂，第一代恒星因此偏大质量，可达数十至数百太阳质量。证据等级是理论自洽加数值模拟，属间接推断。修正意见同样真实：后续流体模拟显示，H₂ 冷却区仍可碎裂，吸积盘、双星和外部辐射会改变质量函数；若存在低质量第一代恒星，它们可能存活至今。但巡天没有找到无金属个体。支持偏重质量者把“缺失”当作证据；怀疑者指出搜索选择效应和后期污染尚未排除。这里没有共识。
临界金属丰度：有用但未定的门槛
从第一代到第二代恒星，常设一个临界金属丰度 Z_cr，文献给出的量级约 10⁻⁵–10⁻³ Z_⊙。低于它，金属冷却不足以主导碎裂；高于它，低质量恒星形成更有效。这个门槛依赖尘埃、H₂ 屏蔽和云团初始条件，证据等级介于理论自洽与纯假说之间。它若偏高，无金属阶段会更短；若偏低，第一代恒星可能更多，却更难被证认。
JWST 能做什么，不能做什么
JWST 把高红移星系光谱推到 z>10，但测到的是气相氧、氮等元素，不是单颗恒星的铁丰度；弱线信噪比和电离修正让金属丰度误差很大。2023年 GN-z11 的氮增丰被一些作者解释为特殊恒星形成信号，但也可由特殊 IMF、星风或超新星产物解释。证据等级：间接推断，争议中。它没有提供零金属恒星的直接探测。
关键数据与争议焦点
- SMSS J031300.36−670839.3：[Fe/H] < −7.1，约低于太阳铁丰度 10⁻⁷（Keller et al. 2014，直接观测）。
- 已确认的无金属恒星数量：0（截至本文写作，直接观测空缺）。
- 临界金属丰度：约 10⁻⁵–10⁻³ Z_⊙（理论自洽/纯假说，分歧未定）。
- 争议焦点：第一代恒星是否普遍大质量；低质量第一代恒星是否存在；高红移氮增丰是否唯一指向第一代恒星。
边界
已知：宇宙原初气体无金属；极贫金属星存在；第一代恒星在理论中应出现。卡住：没有一颗确认的零金属恒星；质量函数未定；临界金属丰度未定；高红移间接信号不唯一。下一步需要更大样本的极贫金属星光谱、JWST 深度光谱和更可靠的非局部热动平衡模型。若零金属恒星始终不现身，问题将不再是“它们在哪里”，而是“我们是否把第一代恒星想成了单颗恒星”。
参考文献：Burbidge, Burbidge, Fowler & Hoyle 1957, Rev. Mod. Phys. 29, 547；Bromm & Larson 2004, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 42, 79；Keller et al. 2014, Nature 506, 463；Frebel & Norris 2015, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 53, 631；Planck Collaboration 2020, A&A 641, A6。