Việc quan sát trên dải bước sóng rộng rất quan trọng. Các đặc trưng trong vùng cận hồng ngoại của phổ nghỉ—tức phổ được quy về hệ quy chiếu của thiên hà—nhạy với sự hiện diện của các sao lùn mờ. Trong khi đó, các đặc trưng quang học giúp xác định tuổi, độ kim loại và hàm lượng các nguyên tố của quần thể sao.

Kết hợp hai loại dữ liệu cho phép các nhà nghiên cứu ước tính hàm khối lượng ban đầu (initial mass function, IMF)—phân bố khối lượng của các sao khi chúng ra đời—thay vì mặc định rằng mọi thiên hà đều có IMF giống Dải Ngân Hà.

“Thiên về sao nhẹ” nghĩa là gì?

IMF mô tả số lượng sao hình thành ở mỗi khoảng khối lượng. Một IMF thiên về sao nhẹ (bottom-heavy) có tỷ lệ sao khối lượng thấp lớn hơn so với phân bố thường được xem là tương tự Dải Ngân Hà.

Những sao này rất mờ, nên chỉ đóng góp một phần nhỏ vào ánh sáng mà chúng ta nhận được từ thiên hà. Tuy nhiên, chúng tồn tại trong thời gian rất dài và khi cộng lại có thể tạo ra một lượng khối lượng lớn. Vì vậy, nếu các nhà thiên văn dùng IMF giống Dải Ngân Hà để tính khối lượng một thiên hà thực sự có IMF thiên về sao nhẹ, họ sẽ đánh giá thấp tổng khối lượng sao của thiên hà đó.

Nghiên cứu tìm thấy bằng chứng về kiểu IMF này ở cả 9 thiên hà trong mẫu. Đây là lần đầu các phép đo tương đối chắc chắn về IMF được thực hiện vượt ra ngoài vũ trụ lân cận, theo nhóm nghiên cứu.

Hai thiên hà cổ nhất có thể nặng hơn 3–4 lần

Ảnh hưởng rõ rệt nhất xuất hiện ở hai thiên hà cổ nhất trong mẫu. Chúng được xem là hậu duệ trực tiếp của những thiên hà trưởng thành xuất hiện rất sớm mà JWST đã phát hiện.

Khi áp dụng IMF thiên về sao nhẹ được đo trong nghiên cứu, khối lượng sao suy ra của hai thiên hà này tăng lên 3–4 lần so với các ước tính dựa trên giả định giống Dải Ngân Hà.

Đây không phải là một hiệu chỉnh nhỏ. Một quần thể sao cổ trong số đó có thể đã hình thành chưa đầy 1,5 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn. Nếu vậy, thiên hà tổ tiên của nó phải tạo ra một lượng sao thậm chí lớn hơn và trong thời gian ngắn hơn so với những gì các ước tính trước đây cho thấy.

Vì sao phát hiện này làm bài toán “thiên hà quá sớm” khó hơn?

JWST đã phát hiện nhiều thiên hà lớn, trưởng thành ở thời điểm đáng lẽ vũ trụ còn quá trẻ để chúng kịp hình thành. Một ví dụ là thiên hà yên tĩnh GS-9209, được xác nhận bằng quang phổ ở dịch chuyển đỏ 4,658, khi vũ trụ khoảng 1,25 tỷ năm tuổi. Khối lượng sao của nó được ước tính vào khoảng 3,8 × 10^10 khối lượng Mặt Trời theo các giả định được sử dụng trong phân tích đó.

Kết quả mới không trực tiếp đo IMF của những thiên hà tồn tại trong vài trăm triệu năm đầu sau Vụ Nổ Lớn. Các phép đo chắc chắn hiện nay được thực hiện ở dịch chuyển đỏ khoảng 0,7, trên những thiên hà có thể là hậu duệ của các hệ rất sớm. Vì thế, việc áp dụng kết luận này cho các thiên hà JWST ở thời kỳ xa hơn là một suy luận, không phải phép đo trực tiếp IMF của chúng.

Dù vậy, nếu kiểu hình thành sao thiên về sao nhẹ cũng phổ biến trong các thiên hà cổ đại, khối lượng sao thực của những thiên hà sơ khai có thể lớn hơn đáng kể so với ước tính ban đầu. Khi đó, các mô hình hình thành thiên hà phải giải thích không chỉ việc những thiên hà trưởng thành xuất hiện sớm đến vậy, mà còn cả cách chúng tích lũy một lượng vật chất lớn hơn trong thời gian ngắn hơn.

Nhiều sao nhỏ hơn có đồng nghĩa với nhiều hành tinh hơn?

Các sao khối lượng thấp có tuổi thọ rất dài và có khả năng là vật chủ của các hệ hành tinh. Nếu quá trình hình thành sao thiên về nhóm sao này từng phổ biến trong vũ trụ trẻ, số lượng sao có thể làm “ngôi nhà” cho hành tinh trong thời kỳ sơ khai cũng có thể nhiều hơn so với các ước tính dựa trên IMF giống Dải Ngân Hà.

Tuy nhiên, đây vẫn chỉ là một khả năng cần được kiểm chứng. Nghiên cứu đo quần thể sao, không đo sự xuất hiện của hành tinh hay tỷ lệ các sao có hành tinh. Kết quả chỉ cho thấy số lượng vật chủ tiềm năng của hành tinh có thể bị đánh giá thấp; nó chưa cho biết các hệ hành tinh hình thành thường xuyên đến đâu, hay liệu những hành tinh đó có thể ở được hay không.

Bước tiếp theo: tiến gần hơn đến những ngôi sao đầu tiên

Các nhà nghiên cứu dự định áp dụng phương pháp này cho những thiên hà ở dịch chuyển đỏ ngày càng cao. Bằng cách thu thập phổ cực sâu trên một dải bước sóng nghỉ rộng, họ có thể kiểm tra xem sự dư thừa các sao khối lượng thấp có còn tồn tại khi quan sát gần hơn với thời kỳ những ngôi sao đầu tiên ra đời hay không. Ở dịch chuyển đỏ đủ cao, các đặc trưng nhạy với IMF sẽ bị dịch chuyển vào vùng hồng ngoại—nơi JWST có khả năng quan sát.

Những phép đo tương lai sẽ giúp phân biệt ba khả năng: IMF thiên về sao nhẹ chỉ là đặc điểm của nhóm thiên hà lớn, yên tĩnh trong nghiên cứu hiện tại; đó là một đặc trưng rộng hơn của quá trình hình thành sao thời kỳ đầu; hoặc IMF thay đổi theo thời gian vũ trụ và môi trường của thiên hà.

Việc quan sát trên dải bước sóng rộng rất quan trọng. Các đặc trưng trong vùng cận hồng ngoại của phổ nghỉ—tức phổ được quy về hệ quy chiếu của thiên hà—nhạy với sự hiện diện của các sao lùn mờ. Trong khi đó, các đặc trưng quang học giúp xác định tuổi, độ kim loại và hàm lượng các nguyên tố của quần thể sao.

Kết hợp hai loại dữ liệu cho phép các nhà nghiên cứu ước tính hàm khối lượng ban đầu (initial mass function, IMF)—phân bố khối lượng của các sao khi chúng ra đời—thay vì mặc định rằng mọi thiên hà đều có IMF giống Dải Ngân Hà.

“Thiên về sao nhẹ” nghĩa là gì?

IMF mô tả số lượng sao hình thành ở mỗi khoảng khối lượng. Một IMF thiên về sao nhẹ (bottom-heavy) có tỷ lệ sao khối lượng thấp lớn hơn so với phân bố thường được xem là tương tự Dải Ngân Hà.

Những sao này rất mờ, nên chỉ đóng góp một phần nhỏ vào ánh sáng mà chúng ta nhận được từ thiên hà. Tuy nhiên, chúng tồn tại trong thời gian rất dài và khi cộng lại có thể tạo ra một lượng khối lượng lớn. Vì vậy, nếu các nhà thiên văn dùng IMF giống Dải Ngân Hà để tính khối lượng một thiên hà thực sự có IMF thiên về sao nhẹ, họ sẽ đánh giá thấp tổng khối lượng sao của thiên hà đó.

Nghiên cứu tìm thấy bằng chứng về kiểu IMF này ở cả 9 thiên hà trong mẫu. Đây là lần đầu các phép đo tương đối chắc chắn về IMF được thực hiện vượt ra ngoài vũ trụ lân cận, theo nhóm nghiên cứu.

Hai thiên hà cổ nhất có thể nặng hơn 3–4 lần

Ảnh hưởng rõ rệt nhất xuất hiện ở hai thiên hà cổ nhất trong mẫu. Chúng được xem là hậu duệ trực tiếp của những thiên hà trưởng thành xuất hiện rất sớm mà JWST đã phát hiện.

Khi áp dụng IMF thiên về sao nhẹ được đo trong nghiên cứu, khối lượng sao suy ra của hai thiên hà này tăng lên 3–4 lần so với các ước tính dựa trên giả định giống Dải Ngân Hà.

Đây không phải là một hiệu chỉnh nhỏ. Một quần thể sao cổ trong số đó có thể đã hình thành chưa đầy 1,5 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn. Nếu vậy, thiên hà tổ tiên của nó phải tạo ra một lượng sao thậm chí lớn hơn và trong thời gian ngắn hơn so với những gì các ước tính trước đây cho thấy.

Vì sao phát hiện này làm bài toán “thiên hà quá sớm” khó hơn?

JWST đã phát hiện nhiều thiên hà lớn, trưởng thành ở thời điểm đáng lẽ vũ trụ còn quá trẻ để chúng kịp hình thành. Một ví dụ là thiên hà yên tĩnh GS-9209, được xác nhận bằng quang phổ ở dịch chuyển đỏ 4,658, khi vũ trụ khoảng 1,25 tỷ năm tuổi. Khối lượng sao của nó được ước tính vào khoảng 3,8 × 10^10 khối lượng Mặt Trời theo các giả định được sử dụng trong phân tích đó.

Kết quả mới không trực tiếp đo IMF của những thiên hà tồn tại trong vài trăm triệu năm đầu sau Vụ Nổ Lớn. Các phép đo chắc chắn hiện nay được thực hiện ở dịch chuyển đỏ khoảng 0,7, trên những thiên hà có thể là hậu duệ của các hệ rất sớm. Vì thế, việc áp dụng kết luận này cho các thiên hà JWST ở thời kỳ xa hơn là một suy luận, không phải phép đo trực tiếp IMF của chúng.

Dù vậy, nếu kiểu hình thành sao thiên về sao nhẹ cũng phổ biến trong các thiên hà cổ đại, khối lượng sao thực của những thiên hà sơ khai có thể lớn hơn đáng kể so với ước tính ban đầu. Khi đó, các mô hình hình thành thiên hà phải giải thích không chỉ việc những thiên hà trưởng thành xuất hiện sớm đến vậy, mà còn cả cách chúng tích lũy một lượng vật chất lớn hơn trong thời gian ngắn hơn.

Nhiều sao nhỏ hơn có đồng nghĩa với nhiều hành tinh hơn?

Các sao khối lượng thấp có tuổi thọ rất dài và có khả năng là vật chủ của các hệ hành tinh. Nếu quá trình hình thành sao thiên về nhóm sao này từng phổ biến trong vũ trụ trẻ, số lượng sao có thể làm “ngôi nhà” cho hành tinh trong thời kỳ sơ khai cũng có thể nhiều hơn so với các ước tính dựa trên IMF giống Dải Ngân Hà.

Tuy nhiên, đây vẫn chỉ là một khả năng cần được kiểm chứng. Nghiên cứu đo quần thể sao, không đo sự xuất hiện của hành tinh hay tỷ lệ các sao có hành tinh. Kết quả chỉ cho thấy số lượng vật chủ tiềm năng của hành tinh có thể bị đánh giá thấp; nó chưa cho biết các hệ hành tinh hình thành thường xuyên đến đâu, hay liệu những hành tinh đó có thể ở được hay không.

Bước tiếp theo: tiến gần hơn đến những ngôi sao đầu tiên

Các nhà nghiên cứu dự định áp dụng phương pháp này cho những thiên hà ở dịch chuyển đỏ ngày càng cao. Bằng cách thu thập phổ cực sâu trên một dải bước sóng nghỉ rộng, họ có thể kiểm tra xem sự dư thừa các sao khối lượng thấp có còn tồn tại khi quan sát gần hơn với thời kỳ những ngôi sao đầu tiên ra đời hay không. Ở dịch chuyển đỏ đủ cao, các đặc trưng nhạy với IMF sẽ bị dịch chuyển vào vùng hồng ngoại—nơi JWST có khả năng quan sát.

Những phép đo tương lai sẽ giúp phân biệt ba khả năng: IMF thiên về sao nhẹ chỉ là đặc điểm của nhóm thiên hà lớn, yên tĩnh trong nghiên cứu hiện tại; đó là một đặc trưng rộng hơn của quá trình hình thành sao thời kỳ đầu; hoặc IMF thay đổi theo thời gian vũ trụ và môi trường của thiên hà.