Tato kombinace pokrývá širší rozsah vlnových délek. V blízké infračervené oblasti se nacházejí slabé absorpční čáry citlivé na přítomnost nízkohmotných trpasličích hvězd. Optická část spektra zase pomáhá určit stáří hvězdné populace, její chemické složení a zastoupení jednotlivých prvků. Díky tomu lze lépe oddělit vliv počtu malých hvězd od ostatních vlastností galaxie.

„Skrytá“ hmota mění odhady galaxií

Nízkohmotné hvězdy září jen slabě, takže k celkovému světlu galaxie přispívají málo. Mohou však představovat značnou část její hvězdné hmoty. Pokud astronomové při výpočtu předpokládají IMF podobnou té v Mléčné dráze, mohou skutečnou hmotnost vzdálené galaxie podhodnotit.

U dvou nejstarších objektů v analyzovaném vzorku vedlo použití přímo naměřené, spodně těžké IMF ke zvýšení odhadu hvězdné hmotnosti o faktor tři až čtyři. Tyto galaxie jsou považovány za přímé potomky mimořádně raných a vyspělých galaxií, které objevil Webbův teleskop.

Proč objev zhoršuje problém raného vesmíru

Pozorování JWST už ukázala, že masivní a vyvinuté galaxie existovaly překvapivě brzy. Například spektroskopicky potvrzená klidová galaxie GS-9209 se nachází při rudém posuvu z = 4,658, tedy přibližně 1,25 miliardy let po velkém třesku. Podle dřívějších odhadů měla hvězdnou hmotnost asi 3,8 × 10¹⁰ hmotností Slunce.

Tak rychlé nahromadění velkého množství hvězd už samo o sobě představuje napětí pro modely vzniku galaxií. Pokud ale rané galaxie obsahovaly stejně velký podíl nízkohmotných hvězd jako zkoumané objekty při z ≈ 0,7, jejich skutečné hmotnosti mohly být ještě vyšší. To znamená, že musely vytvořit a uspořádat ještě více hvězd v ještě kratším čase – problém se tedy neřeší, ale naopak zesiluje.

Je však důležité rozlišovat mezi přímým měřením a extrapolací. Nová studie robustně měří IMF u devíti galaxií při z ≈ 0,7. Spojování těchto výsledků s galaxiemi pozorovanými zhruba 500 milionů let po velkém třesku je zatím extrapolace, nikoli přímé měření IMF u galaxií s rudým posuvem z ≳ 10.

Mohlo vzniknout více planetárních systémů?

Pokud byla spodně těžká tvorba hvězd běžná i v mladém vesmíru, vznikalo tehdy více dlouhověkých hvězd s nízkou hmotností, než astronomové dosud předpokládali. Právě takové hvězdy představují hlavní potenciální hostitele planetárních systémů. Výsledek by proto mohl zvýšit odhady počtu planetárních soustav, které vznikly v raném vesmíru. Studie však výskyt planet přímo neměřila, takže jde o možný důsledek, nikoli o přímé zjištění.

Další krok: ještě vzdálenější galaxie

Výzkumníci chtějí stejnou metodu použít u galaxií s vyšším rudým posuvem. S rostoucí vzdáleností a časovou hloubkou se budou snažit přiblížit epochám, kdy vznikaly první hvězdy. Webbův teleskop přitom může posunout příslušné znaky citlivé na IMF do pozorovatelných infračervených vlnových délek. Teprve další měření ukážou, zda byl nadbytek nízkohmotných hvězd typický i pro úplně první galaxie.

Tato kombinace pokrývá širší rozsah vlnových délek. V blízké infračervené oblasti se nacházejí slabé absorpční čáry citlivé na přítomnost nízkohmotných trpasličích hvězd. Optická část spektra zase pomáhá určit stáří hvězdné populace, její chemické složení a zastoupení jednotlivých prvků. Díky tomu lze lépe oddělit vliv počtu malých hvězd od ostatních vlastností galaxie.

„Skrytá“ hmota mění odhady galaxií

Nízkohmotné hvězdy září jen slabě, takže k celkovému světlu galaxie přispívají málo. Mohou však představovat značnou část její hvězdné hmoty. Pokud astronomové při výpočtu předpokládají IMF podobnou té v Mléčné dráze, mohou skutečnou hmotnost vzdálené galaxie podhodnotit.

U dvou nejstarších objektů v analyzovaném vzorku vedlo použití přímo naměřené, spodně těžké IMF ke zvýšení odhadu hvězdné hmotnosti o faktor tři až čtyři. Tyto galaxie jsou považovány za přímé potomky mimořádně raných a vyspělých galaxií, které objevil Webbův teleskop.

Proč objev zhoršuje problém raného vesmíru

Pozorování JWST už ukázala, že masivní a vyvinuté galaxie existovaly překvapivě brzy. Například spektroskopicky potvrzená klidová galaxie GS-9209 se nachází při rudém posuvu z = 4,658, tedy přibližně 1,25 miliardy let po velkém třesku. Podle dřívějších odhadů měla hvězdnou hmotnost asi 3,8 × 10¹⁰ hmotností Slunce.

Tak rychlé nahromadění velkého množství hvězd už samo o sobě představuje napětí pro modely vzniku galaxií. Pokud ale rané galaxie obsahovaly stejně velký podíl nízkohmotných hvězd jako zkoumané objekty při z ≈ 0,7, jejich skutečné hmotnosti mohly být ještě vyšší. To znamená, že musely vytvořit a uspořádat ještě více hvězd v ještě kratším čase – problém se tedy neřeší, ale naopak zesiluje.

Je však důležité rozlišovat mezi přímým měřením a extrapolací. Nová studie robustně měří IMF u devíti galaxií při z ≈ 0,7. Spojování těchto výsledků s galaxiemi pozorovanými zhruba 500 milionů let po velkém třesku je zatím extrapolace, nikoli přímé měření IMF u galaxií s rudým posuvem z ≳ 10.

Mohlo vzniknout více planetárních systémů?

Pokud byla spodně těžká tvorba hvězd běžná i v mladém vesmíru, vznikalo tehdy více dlouhověkých hvězd s nízkou hmotností, než astronomové dosud předpokládali. Právě takové hvězdy představují hlavní potenciální hostitele planetárních systémů. Výsledek by proto mohl zvýšit odhady počtu planetárních soustav, které vznikly v raném vesmíru. Studie však výskyt planet přímo neměřila, takže jde o možný důsledek, nikoli o přímé zjištění.

Další krok: ještě vzdálenější galaxie

Výzkumníci chtějí stejnou metodu použít u galaxií s vyšším rudým posuvem. S rostoucí vzdáleností a časovou hloubkou se budou snažit přiblížit epochám, kdy vznikaly první hvězdy. Webbův teleskop přitom může posunout příslušné znaky citlivé na IMF do pozorovatelných infračervených vlnových délek. Teprve další měření ukážou, zda byl nadbytek nízkohmotných hvězd typický i pro úplně první galaxie.