JWST odkrywa ukrytą masę w odległych galaktykach

Galaktyki mają „cięższą” dolną część funkcji masy

Początkowa funkcja masy (IMF) opisuje, ile gwiazd powstaje w poszczególnych przedziałach masy. Tak zwana funkcja dolno-ciężka — bottom-heavy IMF — oznacza większy udział gwiazd o małej masie niż w rozkładzie podobnym do obserwowanego w Drodze Mlecznej.

Zespół znalazł dowody na taki rozkład we wszystkich dziewięciu masywnych, spokojnych galaktykach. Małomasywne gwiazdy są bardzo słabe, dlatego w zwykłych obserwacjach mogą pozostać praktycznie niewidoczne. Są jednak długowieczne i w dużej liczbie dodają galaktyce znaczną masę. Jeśli astronomowie obliczają masę odległej galaktyki, zakładając funkcję IMF podobną do tej z Drogi Mlecznej, a rzeczywisty rozkład jest dolno-ciężki, całkowita masa gwiazd zostanie zaniżona.

Dwie najstarsze galaktyki mogą być trzy- lub czterokrotnie masywniejsze

Efekt jest szczególnie wyraźny w przypadku dwóch najstarszych obiektów z badanej próbki. Uważa się je za bezpośrednich potomków niezwykle wczesnych, dojrzałych galaktyk odkrywanych przez JWST. Po uwzględnieniu zmierzonej funkcji dolno-ciężkiej ich szacowana masa gwiazdowa rośnie trzy- do czterokrotnie.

Nie jest to kosmetyczna korekta. Oznacza, że modele powstawania galaktyk muszą wyjaśnić zgromadzenie znacznie większej ilości materii w krótkim okresie historii Wszechświata. Jedna z najstarszych populacji gwiazd prawdopodobnie powstała mniej niż 1,5 miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Jej przodek musiałby więc zbudować jeszcze większą masę gwiazdową — i zrobić to jeszcze szybciej — niż wynikało z wcześniejszych szacunków.

Dlaczego problem „zbyt wczesnych” galaktyk staje się trudniejszy?

JWST już wcześniej znajdował masywne, rozwinięte galaktyki istniejące zaskakująco krótko po Wielkim Wybuchu. Przykładem jest spokojna galaktyka GS-9209, której obecność potwierdzono spektroskopowo przy przesunięciu ku czerwieni 4,658, gdy Wszechświat miał około 1,25 miliarda lat. W tamtej analizie jej masę gwiazdową oszacowano na około 3,8 × 10^10 mas Słońca, przy zastosowaniu przyjętych wówczas założeń.

Nowy wynik dotyczący IMF nie jest bezpośrednim pomiarem galaktyk z pierwszych kilkuset milionów lat po Wielkim Wybuchu. Dostarcza natomiast dowodów z epoki odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni około 0,7, że niektórzy potomkowie bardzo wczesnych galaktyk zawierają więcej małomasywnych gwiazd, niż oczekiwano. Przeniesienie tego wniosku na najwcześniejsze galaktyki obserwowane przez JWST jest więc inferencją, a nie bezpośrednim pomiarem ich IMF.

Jeśli podobny sposób powstawania gwiazd obowiązywał również wtedy, gdy formowały się te starożytne galaktyki, ich rzeczywiste masy gwiazdowe mogły być znacznie większe od początkowych szacunków. Napięcie między obserwacjami a modelami formowania galaktyk jeszcze się zwiększa: modele musiałyby wyjaśnić nie tylko, jak dojrzałe galaktyki pojawiły się tak wcześnie, lecz także w jaki sposób zgromadziły jeszcze większą masę gwiazdową, niż dotąd zakładano.

Czy więcej małomasywnych gwiazd oznacza więcej planet?

Gwiazdy o małej masie żyją bardzo długo i mogą być gospodarzami układów planetarnych. Jeśli dolno-ciężki sposób formowania gwiazd był powszechny w młodym Wszechświecie, mogło powstać więcej takich długowiecznych gwiazd, niż wynika ze standardowych założeń opartych na Drodze Mlecznej. W konsekwencji mogłyby wzrosnąć szacunki dotyczące liczby układów planetarnych, które istniały już we wczesnej historii kosmosu.

To jednak nadal hipoteza. Badanie dotyczy populacji gwiazd, a nie planet ani częstości ich występowania. Wynik wskazuje na możliwość istnienia większej liczby małomasywnych gospodarzy planet, ale nie dowodzi, jak często wokół nich powstawały planety ani czy były one zdatne do zamieszkania.

Następny krok: obserwacje jeszcze wcześniejszych galaktyk

Naukowcy chcą zastosować tę samą metodę do galaktyk znajdujących się przy coraz większych przesunięciach ku czerwieni. Łączenie bardzo głębokich widm obejmujących szeroki zakres długości fali w układzie spoczynkowym pozwoli sprawdzić, czy nadmiar małomasywnych gwiazd utrzymuje się bliżej epoki pierwszych gwiazd. Przy dostatecznie dużych przesunięciach ku czerwieni cechy widmowe czułe na IMF przesuwają się w zakres podczerwieni możliwy do obserwacji przez JWST.

Takie pomiary pomogą ustalić, czy dolno-ciężka funkcja masy była charakterystyczna tylko dla badanych masywnych, spokojnych galaktyk, stanowiła szerszą cechę wczesnego formowania gwiazd, czy też zmieniała się wraz z epoką kosmiczną i środowiskiem.