הכיסוי הרחב של אורכי הגל הוא המפתח לתוצאה. מאפיינים בתחום התת־אדום הקרוב, כפי שהם נראים במסגרת המנוחה של הגלקסיה, רגישים לתרומתם של כוכבי ננס חיוורים. לעומתם, מאפיינים בתחום האופטי מסייעים להעריך את גיל הגלקסיות, את המתכתיות שלהן ואת השפע של יסודות שונים. שילוב שני סוגי הנתונים מאפשר לחוקרים להעריך את פונקציית המסה ההתחלתית — ההתפלגות של מסות הכוכבים בזמן היווצרותם — במקום להניח מראש שהיא זהה לזו של שביל החלב.

גלקסיות עם "עודף משקל" של כוכבים קטנים

פונקציית מסה התחלתית, או IMF, מתארת כמה כוכבים נוצרים בכל טווח מסות. פונקציה המכונה עשירה בתחתית (bottom-heavy) כוללת שיעור גדול יותר של כוכבים קטני־מסה בהשוואה להתפלגות המקובלת בשביל החלב.

החוקרים מצאו עדויות לדפוס כזה בכל תשע הגלקסיות שנבדקו. כוכבים קטני־מסה הם חיוורים, ולכן קשה להבחין בהם בתצפיות שגרתיות. אולם הם חיים זמן רב, וכאשר מצטברים מיליארדים מהם הם מוסיפים מסה משמעותית. לכן, אם מעריכים את מסת הגלקסיה באמצעות הנחה על התפלגות כוכבים דמוית שביל החלב, בעוד שבפועל היא עשירה יותר בכוכבים קטנים, מתקבלת הערכת חסר של המסה הכוכבית הכוללת.

שתי הגלקסיות העתיקות ביותר נעשות מסיביות פי 3–4

ההשפעה הדרמטית ביותר ניכרת בשני העצמים העתיקים ביותר במדגם. החוקרים רואים בהם צאצאים ישירים של הגלקסיות הבוגרות והקדומות במיוחד ש־JWST חשף ביקום הצעיר. כאשר מחילים עליהן את פונקציית המסה ההתחלתית העשירה בכוכבים קטני־מסה, המסה הכוכבית המשוערת שלהן גדלה פי שלושה עד פי ארבעה.

זו אינה התאמה שולית. היא משנה את כמות החומר שמודלים של היווצרות גלקסיות צריכים להסביר בפרק זמן קצר יחסית בהיסטוריה הקוסמית. אחת מאוכלוסיות הכוכבים העתיקות במחקר נוצרה ככל הנראה פחות מ־1.5 מיליארד שנה לאחר המפץ הגדול. אם כך, הגלקסיה שהולידה אותה הייתה צריכה לבנות מסה כוכבית גדולה עוד יותר — ובקצב מהיר עוד יותר — מכפי שההערכות הקודמות הציעו.

למה התוצאה מחריפה את חידת הגלקסיות הקדומות?

JWST כבר זיהה גלקסיות מסיביות ומפותחות בתקופות מוקדמות להפליא. דוגמה לכך היא הגלקסיה השקטה GS-9209, שאושרה ספקטרוסקופית בהיסט לאדום של 4.658 — כאשר היקום היה בן כ־1.25 מיליארד שנה. המסה הכוכבית שלה הוערכה בכ־3.8 × 10¹⁰ מסות שמש, בהתאם להנחות ששימשו בניתוח המקורי.

התוצאה החדשה אינה מודדת ישירות את פונקציית המסה של גלקסיות שהתקיימו במאות מיליוני השנים הראשונות לאחר המפץ הגדול. היא מספקת ראיות לכך שבהיסט לאדום של כ־0.7, לפחות חלק מהגלקסיות שהן צאצאיות של גלקסיות קדומות מאוד מכילות יותר כוכבים קטני־מסה מן הצפוי. לכן, החלת המסקנה על הגלקסיות המוקדמות ביותר ש־JWST צפה בהן היא הסקה — לא מדידה ישירה של ה־IMF שלהן.

אם אותו דפוס של היווצרות כוכבים עשירה בכוכבים קטנים התקיים גם בזמן היווצרותן של הגלקסיות הקדומות, ייתכן שהמסה האמיתית שלהן הייתה גדולה בהרבה מההערכות הראשוניות. במקרה כזה, הקושי של מודלי היווצרות הגלקסיות אינו נפתר אלא מתחזק: עליהם להסביר לא רק כיצד גלקסיות בוגרות הופיעו מוקדם כל כך, אלא גם כיצד הן הצליחו להרכיב מסה כוכבית גדולה יותר ובזמן קצר יותר.

האם יותר כוכבים קטנים פירושם גם יותר כוכבי לכת?

כוכבים קטני־מסה חיים תקופות ארוכות ויכולים לשמש מארחים למערכות פלנטריות. אם היווצרות כוכבים עשירה בכוכבים כאלה הייתה נפוצה ביקום הצעיר, ייתכן שנוצרו בו יותר כוכבים מאריכי־חיים — ולכן גם יותר מועמדים לארח כוכבי לכת — מכפי שמניחים מודלים המבוססים על התפלגות דמוית שביל החלב.

עם זאת, זו עדיין אפשרות תאורטית. המחקר מדד אוכלוסיות כוכבים, לא כוכבי לכת ולא את שיעור הופעתם. הוא עשוי לשנות את ההערכה של מספר הכוכבים שיכלו לארח מערכות פלנטריות, אך אינו קובע באיזו תדירות נוצרו סביבם כוכבי לכת או אם כוכבי לכת כאלה היו ראויים לחיים.

השלב הבא: להתקרב אל הכוכבים הראשונים

החוקרים מתכננים ליישם את אותה שיטה על גלקסיות בהיסטים לאדום הולכים וגדלים. באמצעות ספקטרום עמוק מאוד, המכסה טווח רחב של אורכי גל במסגרת המנוחה של הגלקסיה, ניתן לבדוק אם עודף הכוכבים קטני־המסה נמשך ככל שמתקרבים לעידן הכוכבים הראשונים. בהיסטים גבוהים מספיק, המאפיינים הספקטרליים הרגישים ל־IMF מוסטים אל תחום התת־אדום — תחום שבו JWST יכול לבצע תצפיות.

מדידות כאלה יבהירו אם ה־IMF העשיר בכוכבים קטנים מאפיין רק את הגלקסיות המסיביות והשקטות שנבדקו עד כה, אם הוא היה תכונה רחבה יותר של היווצרות כוכבים ביקום הצעיר, או אם הוא השתנה לאורך הזמן הקוסמי ובסביבות שונות.

הכיסוי הרחב של אורכי הגל הוא המפתח לתוצאה. מאפיינים בתחום התת־אדום הקרוב, כפי שהם נראים במסגרת המנוחה של הגלקסיה, רגישים לתרומתם של כוכבי ננס חיוורים. לעומתם, מאפיינים בתחום האופטי מסייעים להעריך את גיל הגלקסיות, את המתכתיות שלהן ואת השפע של יסודות שונים. שילוב שני סוגי הנתונים מאפשר לחוקרים להעריך את פונקציית המסה ההתחלתית — ההתפלגות של מסות הכוכבים בזמן היווצרותם — במקום להניח מראש שהיא זהה לזו של שביל החלב.

גלקסיות עם "עודף משקל" של כוכבים קטנים

פונקציית מסה התחלתית, או IMF, מתארת כמה כוכבים נוצרים בכל טווח מסות. פונקציה המכונה עשירה בתחתית (bottom-heavy) כוללת שיעור גדול יותר של כוכבים קטני־מסה בהשוואה להתפלגות המקובלת בשביל החלב.

החוקרים מצאו עדויות לדפוס כזה בכל תשע הגלקסיות שנבדקו. כוכבים קטני־מסה הם חיוורים, ולכן קשה להבחין בהם בתצפיות שגרתיות. אולם הם חיים זמן רב, וכאשר מצטברים מיליארדים מהם הם מוסיפים מסה משמעותית. לכן, אם מעריכים את מסת הגלקסיה באמצעות הנחה על התפלגות כוכבים דמוית שביל החלב, בעוד שבפועל היא עשירה יותר בכוכבים קטנים, מתקבלת הערכת חסר של המסה הכוכבית הכוללת.

שתי הגלקסיות העתיקות ביותר נעשות מסיביות פי 3–4

ההשפעה הדרמטית ביותר ניכרת בשני העצמים העתיקים ביותר במדגם. החוקרים רואים בהם צאצאים ישירים של הגלקסיות הבוגרות והקדומות במיוחד ש־JWST חשף ביקום הצעיר. כאשר מחילים עליהן את פונקציית המסה ההתחלתית העשירה בכוכבים קטני־מסה, המסה הכוכבית המשוערת שלהן גדלה פי שלושה עד פי ארבעה.

זו אינה התאמה שולית. היא משנה את כמות החומר שמודלים של היווצרות גלקסיות צריכים להסביר בפרק זמן קצר יחסית בהיסטוריה הקוסמית. אחת מאוכלוסיות הכוכבים העתיקות במחקר נוצרה ככל הנראה פחות מ־1.5 מיליארד שנה לאחר המפץ הגדול. אם כך, הגלקסיה שהולידה אותה הייתה צריכה לבנות מסה כוכבית גדולה עוד יותר — ובקצב מהיר עוד יותר — מכפי שההערכות הקודמות הציעו.

למה התוצאה מחריפה את חידת הגלקסיות הקדומות?

JWST כבר זיהה גלקסיות מסיביות ומפותחות בתקופות מוקדמות להפליא. דוגמה לכך היא הגלקסיה השקטה GS-9209, שאושרה ספקטרוסקופית בהיסט לאדום של 4.658 — כאשר היקום היה בן כ־1.25 מיליארד שנה. המסה הכוכבית שלה הוערכה בכ־3.8 × 10¹⁰ מסות שמש, בהתאם להנחות ששימשו בניתוח המקורי.

התוצאה החדשה אינה מודדת ישירות את פונקציית המסה של גלקסיות שהתקיימו במאות מיליוני השנים הראשונות לאחר המפץ הגדול. היא מספקת ראיות לכך שבהיסט לאדום של כ־0.7, לפחות חלק מהגלקסיות שהן צאצאיות של גלקסיות קדומות מאוד מכילות יותר כוכבים קטני־מסה מן הצפוי. לכן, החלת המסקנה על הגלקסיות המוקדמות ביותר ש־JWST צפה בהן היא הסקה — לא מדידה ישירה של ה־IMF שלהן.

אם אותו דפוס של היווצרות כוכבים עשירה בכוכבים קטנים התקיים גם בזמן היווצרותן של הגלקסיות הקדומות, ייתכן שהמסה האמיתית שלהן הייתה גדולה בהרבה מההערכות הראשוניות. במקרה כזה, הקושי של מודלי היווצרות הגלקסיות אינו נפתר אלא מתחזק: עליהם להסביר לא רק כיצד גלקסיות בוגרות הופיעו מוקדם כל כך, אלא גם כיצד הן הצליחו להרכיב מסה כוכבית גדולה יותר ובזמן קצר יותר.

האם יותר כוכבים קטנים פירושם גם יותר כוכבי לכת?

כוכבים קטני־מסה חיים תקופות ארוכות ויכולים לשמש מארחים למערכות פלנטריות. אם היווצרות כוכבים עשירה בכוכבים כאלה הייתה נפוצה ביקום הצעיר, ייתכן שנוצרו בו יותר כוכבים מאריכי־חיים — ולכן גם יותר מועמדים לארח כוכבי לכת — מכפי שמניחים מודלים המבוססים על התפלגות דמוית שביל החלב.

עם זאת, זו עדיין אפשרות תאורטית. המחקר מדד אוכלוסיות כוכבים, לא כוכבי לכת ולא את שיעור הופעתם. הוא עשוי לשנות את ההערכה של מספר הכוכבים שיכלו לארח מערכות פלנטריות, אך אינו קובע באיזו תדירות נוצרו סביבם כוכבי לכת או אם כוכבי לכת כאלה היו ראויים לחיים.

השלב הבא: להתקרב אל הכוכבים הראשונים

החוקרים מתכננים ליישם את אותה שיטה על גלקסיות בהיסטים לאדום הולכים וגדלים. באמצעות ספקטרום עמוק מאוד, המכסה טווח רחב של אורכי גל במסגרת המנוחה של הגלקסיה, ניתן לבדוק אם עודף הכוכבים קטני־המסה נמשך ככל שמתקרבים לעידן הכוכבים הראשונים. בהיסטים גבוהים מספיק, המאפיינים הספקטרליים הרגישים ל־IMF מוסטים אל תחום התת־אדום — תחום שבו JWST יכול לבצע תצפיות.

מדידות כאלה יבהירו אם ה־IMF העשיר בכוכבים קטנים מאפיין רק את הגלקסיות המסיביות והשקטות שנבדקו עד כה, אם הוא היה תכונה רחבה יותר של היווצרות כוכבים ביקום הצעיר, או אם הוא השתנה לאורך הזמן הקוסמי ובסביבות שונות.