Parasti šīs zvaigznes meklē pēc netiešiem rādītājiem — piemēram, pēc neparastām ķīmiskām pēdām ļoti vecās galaktikās.
Tālā galaktikā, kuru zinātnieki redz tādu, kāda tā bija pirms 12,7 miljardiem gadiem, atklāja anomāli augstu slāpekļa saturu. Šāda šī elementa koncentrācija var liecināt par milzu zvaigžņu esamību ar masu līdz 10 000 Saules masām. Šis atklājums ļaus izskaidrot, kāpēc tik agri varēja parādīties supermasīvas melnās caurules, kā arī izgaismos to, kā veidojās pirmās galaktikas un kādi procesi noteica agrīno kosmosa vēsturi.
Mūsdienu izpratne par zvaigžņu evolūciju balstās uz novērojumiem par relatīvi tuviem debess ķermeņiem. Ilgu laiku pētnieki uzskatīja, ka zvaigznēm pastāv fundamentāls masas ierobežojums, kas nepārsniedz 120 Saules masas. Pār šo slieksni iekšējās spēka vienkārši saplēš zvaigzni. Visas modeļi, kas apraksta galaktiku evolūciju, tostarp Piena Ceļu, balstās tieši uz šādu principu.
Šis ir ērts noteikums tipiskos apstākļos, bet ne universāla "bauslība": daudz kas atkarīgs no apkārtējās vides. Pie ļoti lielas masas zvaigzne intensīvi izstaro, šī izstarojuma "spiediens" ietekmē ārējos slāņus un izraisa spēcīgas vielas zudumus. Rezultātā ārējie slāņi sāk izplūst kosmosā — zvaigzne aktīvi zaudē vielu, tas ir, izstarojums traucē vielas noturēšanu. Tāpēc parastajos apstākļos supersmagu zvaigžņu veidošanās ir apgrūtināta.
Vienlaikus novērojumi un daži mūsdienu modeļi rāda, ka īpašos gadījumos, pie zemas metāliskuma vai augstas vielas plūsmas ātruma no apkārtējā gāzes mākoņa, var veidoties daudz masīvākas zvaigznes.
Piemērs — pirmā paaudze zvaigžņu, tā sauktās III. populācijas zvaigznes. Šie objekti veidojās no primārā gāzes, kas galvenokārt sastāvēja no ūdeņraža un hēlija, kurā praktiski nebija "metālu" (astronomijā tā sauc visus elementus, kas ir smagāki par hēliju). Šāda gāze sliktāk atdzisa, kas ļāva tai sakrāties blīvākās un lielākās struktūrās, kuras pēc tam sabruka ļoti masīvās protouzvaigznēs. Citiem vārdiem sakot, agrīnajā Visumā pastāvēja apstākļi, kas bija labvēlīgi atsevišķu ļoti masīvu zvaigžņu rašanās — to masa varēja būt simtiem un pat tūkstošiem Saules masu.
Tomēr stāsts par masīvo III. populāciju ir tikai hipotēze. Līdz šim neviens tās nav novērojis. Protams, ir kandidāti uz šo lomu, bet tie paliek tikai kandidāti. Parasti šīs zvaigznes meklē pēc netiešiem rādītājiem — piemēram, pēc neparastām ķīmiskām pēdām ļoti vecās galaktikās.
Uzskata, ka III. populācijas zvaigznes parādījās aptuveni 100–400 miljonus gadu pēc Lielā sprādziena, un brīdī, kad Visumam bija aptuveni 800 miljoni gadu, lielākā daļa jau bija izdzisusi. Tas nozīmē, ka tiek pieņemts, ka to dzīve bija īslaicīga.
Vēl viena liela mīkla agrīnajā Visumā ir supermasīvas melnās caurules, kas sasniedz simtu miljonu vai pat miljardu Saules masu. Zinātnieki tās atrod galaktikās, kas izveidojās 500–700 miljonus gadu pēc Lielā sprādziena. Laika ziņā šīs galaktikas bija jaunas, bet to centros jau atradās milzīgas melnās caurules.
Uzskata, ka tām vienkārši nepietiktu laika izaugt līdz šādām kolosālām izmēram no parastajiem "zvaigžņu" sēklām. Zinātnieki gadiem ilgi cenšas saprast, kā šīs melnās caurules kļuva par tādiem milžiem tik ātri un kāds mehānisms deva tām tādu strauju sākumu.
