涵蓋更闊波長範圍是關鍵。星系在其自身參考系的近紅外光譜，對微弱矮星所留下的特徵較敏感；光學光譜則有助限制星系的年齡、金屬量及不同元素的豐度。兩組資料互相配合，研究人員便可以估算「初始質量函數」（initial mass function，IMF）——即一批恆星誕生時，各種質量恆星所佔的比例——而不是一概假設它跟銀河系一樣。

9 個星系都有「低質量星偏重」分佈

所謂「低質量星偏重」的 IMF，意思是恆星誕生時，低質量恆星所佔比例高過銀河系常用的分佈。

團隊在全部 9 個大型寧靜星系中，都找到支持這種模式的證據。低質量恆星本身非常暗，在一般觀測中容易被星系較明亮的恆星掩蓋；但它們壽命很長，數量一多，累積起來便能貢獻相當可觀的質量。

換句話講，如果天文學家用「銀河系式」IMF 去計算一個遙遠星系的星質量，而該星系實際上有更多低質量恆星，原本的估算就會偏低。

兩個最古老星系的質量增加 3 至 4 倍

影響最明顯的是樣本中兩個年紀最大的星系。它們被視為 JWST 發現、在宇宙極早期已經成熟的星系之直接後代。套用今次量度到的低質量星偏重 IMF 後，兩個星系推算出的星質量增加了 3 至 4 倍。

這絕對不是一個小修正。當中一個古老恆星族群，很可能在大爆炸後不足 15 億年已經形成。若要追溯它的祖先星系，模型就要解釋一個更大的恆星質量，如何在更短時間內快速建立起來——比過往估算所要求的速度還要快。

點解會令「過早成熟星系」難題更棘手？

JWST 早已發現一些在宇宙非常年輕時，已經相當巨大而且停止造星的星系。例如寧靜星系 GS-9209 的光譜紅移被確定為 4.658；當時宇宙年齡約為 12.5 億年。按當時分析所採用的假設，它的星質量約為 3.8 × 10^10 個太陽質量。

今次 IMF 結果並不是直接量度大爆炸後頭幾億年的星系，也不是直接量度紅移 10 或以上星系的 IMF。研究提供的是紅移約 0.7 的證據：部分極早期星系的後代，含有比預期更多的低質量恆星。因此，把同一結論延伸至最早期 JWST 星系，仍然屬於推論，而非直接觀測結果。

不過，假如這種低質量星偏重的造星模式，在那些古老星系誕生時同樣存在，它們的真正星質量就可能遠高於最初估算。這會令星系形成模型面對更大壓力：模型不但要解釋成熟星系點解可以在大爆炸後約 5 億年內出現，還要解釋它們點樣在如此短時間內組裝更多恆星質量。

低質量恆星多，早期宇宙會不會有更多行星？

低質量恆星壽命很長，亦可能成為行星系統的宿主。如果年輕宇宙普遍以低質量星偏重的方式形成恆星，當時誕生的長壽低質量恆星或許比銀河系式估算多，連帶令早期宇宙可能存在的行星系統數量上升。

但這個含意目前仍然只是推測。今次研究量度的是恆星族群，而不是行星或行星出現率。結果只表示潛在的低質量恆星宿主可能更多，並沒有證明這些恆星有幾大機會形成行星，更沒有證明那些行星適合孕育生命。

下一步：向更早期星系進發

研究人員下一步會把同一套方法應用到更高紅移、即更早宇宙時代的星系。透過結合覆蓋廣泛自身參考系波長範圍的深度光譜，他們可以測試低質量恆星過剩的現象，是否一直延伸至第一批恆星出現前後的年代。

當觀測對象的紅移足夠高，對 IMF 敏感的光譜特徵會被宇宙膨脹拉到 JWST 能夠觀測的紅外波段。未來數據將有助判斷：低質量星偏重的 IMF 究竟只見於今次研究的巨型寧靜星系，是早期造星的普遍特徵，還是會隨宇宙年代及環境改變的模式。

涵蓋更闊波長範圍是關鍵。星系在其自身參考系的近紅外光譜，對微弱矮星所留下的特徵較敏感；光學光譜則有助限制星系的年齡、金屬量及不同元素的豐度。兩組資料互相配合，研究人員便可以估算「初始質量函數」（initial mass function，IMF）——即一批恆星誕生時，各種質量恆星所佔的比例——而不是一概假設它跟銀河系一樣。

9 個星系都有「低質量星偏重」分佈

所謂「低質量星偏重」的 IMF，意思是恆星誕生時，低質量恆星所佔比例高過銀河系常用的分佈。

團隊在全部 9 個大型寧靜星系中，都找到支持這種模式的證據。低質量恆星本身非常暗，在一般觀測中容易被星系較明亮的恆星掩蓋；但它們壽命很長，數量一多，累積起來便能貢獻相當可觀的質量。

換句話講，如果天文學家用「銀河系式」IMF 去計算一個遙遠星系的星質量，而該星系實際上有更多低質量恆星，原本的估算就會偏低。

兩個最古老星系的質量增加 3 至 4 倍

影響最明顯的是樣本中兩個年紀最大的星系。它們被視為 JWST 發現、在宇宙極早期已經成熟的星系之直接後代。套用今次量度到的低質量星偏重 IMF 後，兩個星系推算出的星質量增加了 3 至 4 倍。

這絕對不是一個小修正。當中一個古老恆星族群，很可能在大爆炸後不足 15 億年已經形成。若要追溯它的祖先星系，模型就要解釋一個更大的恆星質量，如何在更短時間內快速建立起來——比過往估算所要求的速度還要快。

點解會令「過早成熟星系」難題更棘手？

JWST 早已發現一些在宇宙非常年輕時，已經相當巨大而且停止造星的星系。例如寧靜星系 GS-9209 的光譜紅移被確定為 4.658；當時宇宙年齡約為 12.5 億年。按當時分析所採用的假設，它的星質量約為 3.8 × 10^10 個太陽質量。

今次 IMF 結果並不是直接量度大爆炸後頭幾億年的星系，也不是直接量度紅移 10 或以上星系的 IMF。研究提供的是紅移約 0.7 的證據：部分極早期星系的後代，含有比預期更多的低質量恆星。因此，把同一結論延伸至最早期 JWST 星系，仍然屬於推論，而非直接觀測結果。

不過，假如這種低質量星偏重的造星模式，在那些古老星系誕生時同樣存在，它們的真正星質量就可能遠高於最初估算。這會令星系形成模型面對更大壓力：模型不但要解釋成熟星系點解可以在大爆炸後約 5 億年內出現，還要解釋它們點樣在如此短時間內組裝更多恆星質量。

低質量恆星多，早期宇宙會不會有更多行星？

低質量恆星壽命很長，亦可能成為行星系統的宿主。如果年輕宇宙普遍以低質量星偏重的方式形成恆星，當時誕生的長壽低質量恆星或許比銀河系式估算多，連帶令早期宇宙可能存在的行星系統數量上升。

但這個含意目前仍然只是推測。今次研究量度的是恆星族群，而不是行星或行星出現率。結果只表示潛在的低質量恆星宿主可能更多，並沒有證明這些恆星有幾大機會形成行星，更沒有證明那些行星適合孕育生命。

下一步：向更早期星系進發

研究人員下一步會把同一套方法應用到更高紅移、即更早宇宙時代的星系。透過結合覆蓋廣泛自身參考系波長範圍的深度光譜，他們可以測試低質量恆星過剩的現象，是否一直延伸至第一批恆星出現前後的年代。

當觀測對象的紅移足夠高，對 IMF 敏感的光譜特徵會被宇宙膨脹拉到 JWST 能夠觀測的紅外波段。未來數據將有助判斷：低質量星偏重的 IMF 究竟只見於今次研究的巨型寧靜星系，是早期造星的普遍特徵，還是會隨宇宙年代及環境改變的模式。