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현재 우주에서 정상적인 방법으로 태어날 수 있는 별의 최대 질량은 태양의 150배이다. 그 한계는 에딩턴 질량한계라고도 불리며 현 우주의 금속성으로 인해 가스가 과도하게 뭉치는 것을 막는 일종의 제한장치이다. 그 이유로 인해 현재 우주에 쌍불안정형 초신성이 발생할 수 없다. 하지만, 138억 살 우주의 초창기 때는  수소와 헬륨이 없었기 때문에, 태양질량 수만배의 수소가스가 한군데로 뭉쳐도 이것을 막을 제한 장치가 없는 것이다. 당연히 초기 우주에는 금속성이 0이였기 때문에, 에딩턴 질량 한계 자체가 없었다. 그러므로 초창기 항성은 최소 태양질량의 수백배에서 암흑물질 헤일로가 동반된 경우에는 태양질량의 수천 만 배도 가능했을 것이다. 현 우주에서 가장 질량이 높은 별이 생을 마치는 방법은 블랙홀이다. 이런 블랙홀은 태양 질량의 50배가 최대이다. 이 블랙홀들은 항성질량 블랙홀이라고 불리며 태양질량의 50배를 넘지 않는다.

하지만, 아무리 이런 블랙홀들이 서로 충돌하고 별을 끌어들여 질량을 늘려가도 우주가 탄생한 지 10억 년만에 만들어진 태양질량의 660억배인 초대질량 블랙홀만큼 커질 수 없다. 항성질량 블랙홀이 초대질량 블랙홀만큼 커지려면 수조년이 걸린다. 이러한 이유들로 초대질량 블랙홀과 초창기 항성(제3종족 항성이라고도 불린다.) 은  매우 밀접한 관계가 있을 거라고 예정된다.

이제 매우 질량이 높은 별의 최후에 대해 알아보자. 쌍불안정형 초신성은 태양 질량의 160배~250배이고 금속성이 극단적으로 낮은 별에서 나타난다. 광붕괴 초신성은 금속성이 극단적으로 낮고 태양 질량의 250배에서 무려 1백만 배까지 일어난다. 이 사이에 태양 질량의 55000배~70000배의 별은 General Relativistic Instabillity Supernova라는 매우 특이한 초신성 과정을 거친다. 하지만 태양 질량의 1백만 배가 넘는 별은  주계열성이 되자마자 핵이 붕괴되지만 별의 질량과 크기가 너무 커 초신성 에너지를 흡수해 별이 파괴되지 않고 핵에 블랙홀이 생긴다. 그 블랙홀은 별을 조금씩 흡수해 결국 별을 모두 흡수한다. 그 블랙홀은 블랙홀이 됐을때  태양 질량의 수백 만 배의 질량이 있다. 그런 별이 현재의 초대질량 블랙홀이 됐을 거라고 추정한다.