Den brede dekningen av bølgelengder er avgjørende. Ulike deler av lyset fra en galakse avslører ulike egenskaper: trekk i det nærinfrarøde området er følsomme for bidraget fra svake dvergstjerner, mens optiske trekk kan gi informasjon om alder, metallinnhold og mengden av ulike grunnstoffer.

Ved å kombinere målingene kunne forskerne anslå galaksenes opprinnelige massefordeling for stjerner – den såkalte initiale massefunksjonen, eller IMF – i stedet for å anta at den er lik den man finner i Melkeveien.

En «bunn-tung» fordeling av stjernemasser

IMF beskriver hvor mange stjerner som dannes med ulik masse. En bunn-tung IMF betyr at en større andel av stjernene har lav masse enn i den fordelingen som vanligvis brukes for Melkeveien.

Forskerne fant tegn til en slik bunn-tung fordeling i alle de ni massive, inaktive galaksene. Stjernene med lav masse er svake og kan derfor i praksis skjule seg i vanlige observasjoner. Samtidig lever de lenge og kan samlet bidra med mye masse.

Hvis astronomer beregner massen til en fjern galakse med en Melkevei-lignende IMF, mens galaksens faktiske IMF er bunn-tung, vil de derfor undervurdere den totale stjernemassen.

De to eldste galaksene blir tre til fire ganger mer massive

Effekten er særlig stor for de to eldste galaksene i utvalget. De regnes som direkte etterkommere av de uvanlig tidlige, modne galaksene som JWST har oppdaget. Når forskerne bruker den målte, bunn-tunge IMF-en, blir den beregnede stjernemassen deres tre til fire ganger større.

Det er langt mer enn en liten justering. Det endrer hvor mye materie modeller for galaksedannelse må samle på kort tid i universets historie. Én av de gamle stjernepopulasjonene ble trolig dannet mindre enn 1,5 milliarder år etter big bang. Forgjengeren dens kan derfor ha måttet bygge opp enda mer stjernemasse – og gjøre det enda raskere – enn tidligere beregninger tydet på.

Forsterker problemet med de tidlige galaksene

JWST har allerede funnet massive, utviklede galakser fra overraskende tidlige epoker. Den inaktive galaksen GS-9209 er for eksempel spektroskopisk bekreftet ved rødforskyvning 4,658, da universet var omtrent 1,25 milliarder år gammelt. Den beregnede stjernemassen var rundt 3,8 × 10^10 solmasser, basert på forutsetningene i den analysen.

Det nye IMF-resultatet måler ikke galakser fra de første hundre millionene årene etter big bang direkte. Det gir i stedet belegg for at enkelte etterkommere av svært tidlige galakser, ved rødforskyvning rundt 0,7, inneholder flere stjerner med lav masse enn forventet. Å overføre konklusjonen til de aller tidligste JWST-galaksene er derfor en slutning – ikke en direkte måling av deres IMF-er.

Dersom den samme bunn-tunge stjernedannelsen også gjaldt da de gamle galaksene ble dannet, kan de reelle stjernemassene ha vært betydelig større enn de første anslagene. Det vil gjøre utfordringen for modeller for galaksedannelse enda større: Modellene må ikke bare forklare hvordan modne galakser kunne eksistere så tidlig, men også hvordan de rakk å samle enda mer stjernemasse enn tidligere antatt.

Kan flere små stjerner bety flere planeter?

Stjerner med lav masse lever lenge og kan være vertskap for planetsystemer. Hvis bunn-tung stjernedannelse var vanlig i det unge universet, kan det ha blitt dannet langt flere slike stjerner enn standardmodeller basert på Melkeveien antyder. Det kan i så fall også ha vært flere mulige planetsystemer tidlig i universets historie.

Denne konsekvensen er foreløpig spekulativ. Studien undersøkte stjernepopulasjoner, ikke planeter eller hvor ofte planeter dannes. Resultatet endrer det mulige antallet små stjerner som kan være planetverter, men viser ikke hvor ofte de faktisk fikk planeter – eller om slike planeter kunne være beboelige.

Neste steg: enda eldre galakser

Forskerne vil nå bruke samme metode på galakser ved stadig høyere rødforskyvning. Ved å kombinere svært dype spektre fra et bredt område av bølgelengder kan de undersøke om overskuddet av stjerner med lav masse også finnes nærmere epoken da de første stjernene ble dannet.

Ved tilstrekkelig høy rødforskyvning flyttes de IMF-følsomme spektraltrekkene inn i det infrarøde området, der JWST kan observere dem.

Slike målinger kan vise om den bunn-tunge IMF-en er et særtrekk ved de massive, inaktive galaksene som hittil er undersøkt, om den var mer utbredt i tidlig stjernedannelse, eller om mønsteret endret seg med kosmisk tid og miljø.

Den brede dekningen av bølgelengder er avgjørende. Ulike deler av lyset fra en galakse avslører ulike egenskaper: trekk i det nærinfrarøde området er følsomme for bidraget fra svake dvergstjerner, mens optiske trekk kan gi informasjon om alder, metallinnhold og mengden av ulike grunnstoffer.

Ved å kombinere målingene kunne forskerne anslå galaksenes opprinnelige massefordeling for stjerner – den såkalte initiale massefunksjonen, eller IMF – i stedet for å anta at den er lik den man finner i Melkeveien.

En «bunn-tung» fordeling av stjernemasser

IMF beskriver hvor mange stjerner som dannes med ulik masse. En bunn-tung IMF betyr at en større andel av stjernene har lav masse enn i den fordelingen som vanligvis brukes for Melkeveien.

Forskerne fant tegn til en slik bunn-tung fordeling i alle de ni massive, inaktive galaksene. Stjernene med lav masse er svake og kan derfor i praksis skjule seg i vanlige observasjoner. Samtidig lever de lenge og kan samlet bidra med mye masse.

Hvis astronomer beregner massen til en fjern galakse med en Melkevei-lignende IMF, mens galaksens faktiske IMF er bunn-tung, vil de derfor undervurdere den totale stjernemassen.

De to eldste galaksene blir tre til fire ganger mer massive

Effekten er særlig stor for de to eldste galaksene i utvalget. De regnes som direkte etterkommere av de uvanlig tidlige, modne galaksene som JWST har oppdaget. Når forskerne bruker den målte, bunn-tunge IMF-en, blir den beregnede stjernemassen deres tre til fire ganger større.

Det er langt mer enn en liten justering. Det endrer hvor mye materie modeller for galaksedannelse må samle på kort tid i universets historie. Én av de gamle stjernepopulasjonene ble trolig dannet mindre enn 1,5 milliarder år etter big bang. Forgjengeren dens kan derfor ha måttet bygge opp enda mer stjernemasse – og gjøre det enda raskere – enn tidligere beregninger tydet på.

Forsterker problemet med de tidlige galaksene

JWST har allerede funnet massive, utviklede galakser fra overraskende tidlige epoker. Den inaktive galaksen GS-9209 er for eksempel spektroskopisk bekreftet ved rødforskyvning 4,658, da universet var omtrent 1,25 milliarder år gammelt. Den beregnede stjernemassen var rundt 3,8 × 10^10 solmasser, basert på forutsetningene i den analysen.

Det nye IMF-resultatet måler ikke galakser fra de første hundre millionene årene etter big bang direkte. Det gir i stedet belegg for at enkelte etterkommere av svært tidlige galakser, ved rødforskyvning rundt 0,7, inneholder flere stjerner med lav masse enn forventet. Å overføre konklusjonen til de aller tidligste JWST-galaksene er derfor en slutning – ikke en direkte måling av deres IMF-er.

Dersom den samme bunn-tunge stjernedannelsen også gjaldt da de gamle galaksene ble dannet, kan de reelle stjernemassene ha vært betydelig større enn de første anslagene. Det vil gjøre utfordringen for modeller for galaksedannelse enda større: Modellene må ikke bare forklare hvordan modne galakser kunne eksistere så tidlig, men også hvordan de rakk å samle enda mer stjernemasse enn tidligere antatt.

Kan flere små stjerner bety flere planeter?

Stjerner med lav masse lever lenge og kan være vertskap for planetsystemer. Hvis bunn-tung stjernedannelse var vanlig i det unge universet, kan det ha blitt dannet langt flere slike stjerner enn standardmodeller basert på Melkeveien antyder. Det kan i så fall også ha vært flere mulige planetsystemer tidlig i universets historie.

Denne konsekvensen er foreløpig spekulativ. Studien undersøkte stjernepopulasjoner, ikke planeter eller hvor ofte planeter dannes. Resultatet endrer det mulige antallet små stjerner som kan være planetverter, men viser ikke hvor ofte de faktisk fikk planeter – eller om slike planeter kunne være beboelige.

Neste steg: enda eldre galakser

Forskerne vil nå bruke samme metode på galakser ved stadig høyere rødforskyvning. Ved å kombinere svært dype spektre fra et bredt område av bølgelengder kan de undersøke om overskuddet av stjerner med lav masse også finnes nærmere epoken da de første stjernene ble dannet.

Ved tilstrekkelig høy rødforskyvning flyttes de IMF-følsomme spektraltrekkene inn i det infrarøde området, der JWST kan observere dem.

Slike målinger kan vise om den bunn-tunge IMF-en er et særtrekk ved de massive, inaktive galaksene som hittil er undersøkt, om den var mer utbredt i tidlig stjernedannelse, eller om mønsteret endret seg med kosmisk tid og miljø.