CD -38°245
1980年代に、CD -38°245の化学組成が精度良く求められるようになると、CD -38°245には水素と比較した相対的な鉄の量が、太陽に比べて3万分の1しかないことが示され、これは当時銀河系内の既知の恒星の中で最も少ないもので、2002年にHE 0107-5240が発見されるまで、CD -38°245が最も金属量の少ない恒星とされていた。その後の分析で、金属量は様々な値が求められているが、鉄の量で概ね太陽の1万分の1から1万5000分の1と、極めて少ないことに変わりはない。
一方で、元素によって組成にはばらつきがあり、全ての金属が一様に少ないわけではない。鉄と比較した相対量を調べると、炭素はそれ程でもないが、窒素は非常に多い。カルシウムやチタンも過剰である。ユーロピウムも豊富であり、r過程元素が「程々に過剰な」恒星に分類される。超金属欠乏星のCD -38°245において、元素によっては豊富に存在するものがあるということは、内部で合成された元素が表面に混入してきたか、前の時代に超新星などにより合成された元素が添加されたか、という筋書きが考えられる。宇宙初期の金属がなかった時代の初代星がII型超新星となり、その化学的な影響下でCD -38°245が誕生した、という線が調べられているが、観測結果を全て再現するには至っていない。これに対し、内部で合成された元素の混入は、実際に起こっているものと考えられている。
CD -38°245は、光球面が黄色から橙色を帯び、表面温度は4,800K程度と推定される。これだけなら、晩期型のG型巨星と考えられるが、金属量が著しく少ない恒星は、実際のスペクトル型より見かけ上高温になるので、K型巨星に最も近いとみられる。