早期星系模型往往有兩個方便但過於簡化嘅假設：大質量恆星嘅恆星風會隨整體金屬量平滑改變；所有年輕星團都會用大致相同時間清走出生時包住佢哋嘅氣體同塵埃。TEMPOS 同 FEAST 兩個巡天結果，正正對呢兩個「一刀切」做法提出挑戰。

佢哋指向一個更細緻嘅圖像：大質量恆星嘅回饋強弱，十分取決於其元素組成；而星團幾時由塵氣雲中浮現，則同其質量有關。

兩個巡天，睇緊同一個回饋循環嘅不同階段

TEMPOS（Treasury of Extremely Metal-Poor O Stars）利用哈勃太空望遠鏡嘅紫外光譜，建立一套均質嘅資料庫，涵蓋 29 顆位於附近低金屬量星系嘅大質量 O 型星。目標星所在環境嘅金屬量低於約太陽嘅五分一；計劃加入了 12 顆極低金屬量 O 型星嘅全新 Cosmic Origins Spectrograph 觀測，再配合既有檔案資料。

FEAST（Feedback in Emerging extrAgalactic Star clusTers）就把 JWST 可穿透塵埃嘅紅外線資料，配合哈勃嘅紫外及可見光觀測，追蹤年輕星團由被出生雲包裹，到在可見光下露面嘅過程。呢個涵蓋四個附近星系嘅普查，包含接近 9,000 個年輕星團。115

TEMPOS 關注大質量恆星點樣失去質量，以及點樣塑造紫外光譜；FEAST 則問新形成嘅星團幾時能夠清走周圍嘅氣體同塵埃。兩者都會影響輻射、動量，以及最終重元素，點樣在年輕星系內流動。

TEMPOS：只睇「金屬量」未必足夠預測恆星風

TEMPOS 對六個附近極低金屬量矮星系、共 29 顆恆星嘅觀測發現，呢批大質量星嘅恆星風比預期弱。 關鍵之處係：在最低豐度範圍，慣常用一個星系嘅整體金屬量，或者氣相氧豐度，來代替恆星風強度，可能並不可靠。

由輻射驅動嘅恆星風，靠金屬離子吸收恆星輻射；當中鐵特別重要。過去對極低金屬量星系嘅紫外研究發現，恆星嘅鐵豐度可低於太陽值 10%，但氣相氧豐度呈現嘅化學圖像可以不同，例如氧相對鐵偏高。 換句話講，兩個氧豐度相近嘅星系，未必擁有風性質一樣嘅大質量恆星。

所以，TEMPOS 所見趨勢更適合理解為一個警號：在極低豐度下，恆星風嘅改變可能比「隨金屬量平滑下降」嘅公式更急劇。至於有冇一個普遍適用嘅臨界點、其強度有幾大，仍要靠更大樣本同進一步模型比對確認。

恆星風較弱，點解咁重要？

風較弱，即係大質量星在死亡前流失較少物質同角動量。呢一點會改變模型對其最終質量、表面化學組成、壽命、同雙星伴侶互動，以及不同核心坍縮或形成黑洞結果之相對機率嘅預測。呢啲係恆星演化計算上嘅物理後果，唔係 TEMPOS 已直接量度到每顆星最後會發生邊種超新星結局。

對整個星系嘅模型同樣有影響。超新星爆發之前，恆星風已會提供機械回饋；而大質量星嘅紫外光譜，亦決定 JWST 常見到嘅許多星雲譜線所反映嘅電離條件。如果模型用錯鐵豐度，或者用錯恆星風設定，就可能錯估恆星年齡、質量、電離光譜，同埋推斷出嚟嘅恆星形成特性。

FEAST：質量愈大嘅星團，愈快清走出生雲

FEAST 發現，星團由出生時嘅氣體同塵埃中浮現所需時間，與星團質量有關。整個哈勃—JWST 樣本平均由深藏至完全外露嘅轉變，約需 600 萬年；質量高於約 5,000 個太陽質量嘅星團，約 500 萬年已浮現，而質量約 1,000 個太陽質量嘅星團就約需 700 萬年。另一個較廣泛分析把低質量星團嘅比較值描述為約 700 至 800 萬年。5

呢個結果有別於「每個年輕星團都有相同隱藏期」嘅模型設定。較大質量星團似乎能更早移除或驅散周圍物質，令入面嘅恆星更早在紫外同可見光波段露面。NASA 對四星系研究嘅摘要同樣指出，質量愈大嘅星團，愈快走出出生雲。1

紫外光早啲見到，唔等於源頭產生得更多

呢個分別非常重要。清雲速度較快，唔代表星團入面嘅恆星天生就會放射更多紫外光；而係周圍遮擋、吸收或局限紫外光嘅氣體同塵埃較早消失。

因此，到達周邊星際介質嘅紫外輻射時間會改變。呢件事可以影響星雲發射線、塵埃消光、電離氣體嘅幾何分布、化學富集；如果星系中存在低密度通道，亦可能影響電離光子逃離星系嘅比例。FEAST 本來就係為咗限制星團隨質量同環境而變嘅浮現時間，從而改良回饋同恆星形成模型。1615

解讀宇宙首十億年星系時，模型要改邊幾樣？

重點唔係早期星系有一個全新、單一嘅「回饋強度」設定；而係有兩個過去常被固定嘅參數，應改為可變。

1. 恆星風同光譜模型要對鐵敏感

恆星族群合成與光譜能量分布（SED）模型，不應只把氧豐度當成大質量恆星風嘅通用預測指標。加入恆星鐵豐度，以及氧／鐵比例變化，可改善對紫外連續譜、恆星風特徵、電離輻射，以及用來從 JWST 光譜推斷物理性質嘅星雲譜線之預測。

2. 出生雲清除時間要隨星團質量而變

星系模擬同 SED 擬合框架，可以由「所有星團一律有同一隱藏期」，改為採用與質量相關嘅浮現時間。FEAST 提供咗一個觀測尺度：平均約 600 萬年，但樣本中較大質量星團清雲更快。5

呢個調整可改變模型預測嘅塵埃消光、星雲覆蓋率、回饋發生時序，以及年輕恆星族群表面上睇落嘅年齡。

3. 分開看待機械回饋同輻射何時外露

合併兩項結果後，圖像並非簡單一句「回饋更強」或「回饋更弱」。極低金屬量大質量星，透過恆星風注入嘅機械能量可能比模型估計少；但最重嘅星團同時又可能因較快清走本地物質，而讓其輻射更早外露。兩種效應都會塑造一個年輕星系睇起嚟有幾紫外明亮，以及其輻射有幾有效同周圍氣體互動。

為 JWST 做校準，唔係直接見到第一批星系

兩個巡天研究嘅都係附近系統：TEMPOS 針對本地低金屬量類比星系，FEAST 則觀察四個附近星系嘅星團。15 所以，佢哋並非直接觀測宇宙首十億年入面嘅恆星或星團。

佢哋嘅價值在於，為早期星系模型中長期靠外推估算嘅部分提供實測錨點。TEMPOS 帶來低金屬量大質量星急需嘅紫外參考資料；FEAST 則量度咗不同星團質量下嘅清雲時間。只要審慎套用，再以 JWST 嘅高紅移光譜驗證，呢啲校準可令我哋對恆星族群、塵埃、回饋同電離輻射嘅推斷更有物理根據。

早期星系模型往往有兩個方便但過於簡化嘅假設：大質量恆星嘅恆星風會隨整體金屬量平滑改變；所有年輕星團都會用大致相同時間清走出生時包住佢哋嘅氣體同塵埃。TEMPOS 同 FEAST 兩個巡天結果，正正對呢兩個「一刀切」做法提出挑戰。

佢哋指向一個更細緻嘅圖像：大質量恆星嘅回饋強弱，十分取決於其元素組成；而星團幾時由塵氣雲中浮現，則同其質量有關。

兩個巡天，睇緊同一個回饋循環嘅不同階段

TEMPOS（Treasury of Extremely Metal-Poor O Stars）利用哈勃太空望遠鏡嘅紫外光譜，建立一套均質嘅資料庫，涵蓋 29 顆位於附近低金屬量星系嘅大質量 O 型星。目標星所在環境嘅金屬量低於約太陽嘅五分一；計劃加入了 12 顆極低金屬量 O 型星嘅全新 Cosmic Origins Spectrograph 觀測，再配合既有檔案資料。

FEAST（Feedback in Emerging extrAgalactic Star clusTers）就把 JWST 可穿透塵埃嘅紅外線資料，配合哈勃嘅紫外及可見光觀測，追蹤年輕星團由被出生雲包裹，到在可見光下露面嘅過程。呢個涵蓋四個附近星系嘅普查，包含接近 9,000 個年輕星團。115

TEMPOS 關注大質量恆星點樣失去質量，以及點樣塑造紫外光譜；FEAST 則問新形成嘅星團幾時能夠清走周圍嘅氣體同塵埃。兩者都會影響輻射、動量，以及最終重元素，點樣在年輕星系內流動。

TEMPOS：只睇「金屬量」未必足夠預測恆星風

TEMPOS 對六個附近極低金屬量矮星系、共 29 顆恆星嘅觀測發現，呢批大質量星嘅恆星風比預期弱。 關鍵之處係：在最低豐度範圍，慣常用一個星系嘅整體金屬量，或者氣相氧豐度，來代替恆星風強度，可能並不可靠。

由輻射驅動嘅恆星風，靠金屬離子吸收恆星輻射；當中鐵特別重要。過去對極低金屬量星系嘅紫外研究發現，恆星嘅鐵豐度可低於太陽值 10%，但氣相氧豐度呈現嘅化學圖像可以不同，例如氧相對鐵偏高。 換句話講，兩個氧豐度相近嘅星系，未必擁有風性質一樣嘅大質量恆星。

所以，TEMPOS 所見趨勢更適合理解為一個警號：在極低豐度下，恆星風嘅改變可能比「隨金屬量平滑下降」嘅公式更急劇。至於有冇一個普遍適用嘅臨界點、其強度有幾大，仍要靠更大樣本同進一步模型比對確認。

恆星風較弱，點解咁重要？

風較弱，即係大質量星在死亡前流失較少物質同角動量。呢一點會改變模型對其最終質量、表面化學組成、壽命、同雙星伴侶互動，以及不同核心坍縮或形成黑洞結果之相對機率嘅預測。呢啲係恆星演化計算上嘅物理後果，唔係 TEMPOS 已直接量度到每顆星最後會發生邊種超新星結局。

對整個星系嘅模型同樣有影響。超新星爆發之前，恆星風已會提供機械回饋；而大質量星嘅紫外光譜，亦決定 JWST 常見到嘅許多星雲譜線所反映嘅電離條件。如果模型用錯鐵豐度，或者用錯恆星風設定，就可能錯估恆星年齡、質量、電離光譜，同埋推斷出嚟嘅恆星形成特性。

FEAST：質量愈大嘅星團，愈快清走出生雲

FEAST 發現，星團由出生時嘅氣體同塵埃中浮現所需時間，與星團質量有關。整個哈勃—JWST 樣本平均由深藏至完全外露嘅轉變，約需 600 萬年；質量高於約 5,000 個太陽質量嘅星團，約 500 萬年已浮現，而質量約 1,000 個太陽質量嘅星團就約需 700 萬年。另一個較廣泛分析把低質量星團嘅比較值描述為約 700 至 800 萬年。5

呢個結果有別於「每個年輕星團都有相同隱藏期」嘅模型設定。較大質量星團似乎能更早移除或驅散周圍物質，令入面嘅恆星更早在紫外同可見光波段露面。NASA 對四星系研究嘅摘要同樣指出，質量愈大嘅星團，愈快走出出生雲。1

紫外光早啲見到，唔等於源頭產生得更多

呢個分別非常重要。清雲速度較快，唔代表星團入面嘅恆星天生就會放射更多紫外光；而係周圍遮擋、吸收或局限紫外光嘅氣體同塵埃較早消失。

因此，到達周邊星際介質嘅紫外輻射時間會改變。呢件事可以影響星雲發射線、塵埃消光、電離氣體嘅幾何分布、化學富集；如果星系中存在低密度通道，亦可能影響電離光子逃離星系嘅比例。FEAST 本來就係為咗限制星團隨質量同環境而變嘅浮現時間，從而改良回饋同恆星形成模型。1615

解讀宇宙首十億年星系時，模型要改邊幾樣？

重點唔係早期星系有一個全新、單一嘅「回饋強度」設定；而係有兩個過去常被固定嘅參數，應改為可變。

1. 恆星風同光譜模型要對鐵敏感

恆星族群合成與光譜能量分布（SED）模型，不應只把氧豐度當成大質量恆星風嘅通用預測指標。加入恆星鐵豐度，以及氧／鐵比例變化，可改善對紫外連續譜、恆星風特徵、電離輻射，以及用來從 JWST 光譜推斷物理性質嘅星雲譜線之預測。

2. 出生雲清除時間要隨星團質量而變

星系模擬同 SED 擬合框架，可以由「所有星團一律有同一隱藏期」，改為採用與質量相關嘅浮現時間。FEAST 提供咗一個觀測尺度：平均約 600 萬年，但樣本中較大質量星團清雲更快。5

呢個調整可改變模型預測嘅塵埃消光、星雲覆蓋率、回饋發生時序，以及年輕恆星族群表面上睇落嘅年齡。

3. 分開看待機械回饋同輻射何時外露

合併兩項結果後，圖像並非簡單一句「回饋更強」或「回饋更弱」。極低金屬量大質量星，透過恆星風注入嘅機械能量可能比模型估計少；但最重嘅星團同時又可能因較快清走本地物質，而讓其輻射更早外露。兩種效應都會塑造一個年輕星系睇起嚟有幾紫外明亮，以及其輻射有幾有效同周圍氣體互動。

為 JWST 做校準，唔係直接見到第一批星系

兩個巡天研究嘅都係附近系統：TEMPOS 針對本地低金屬量類比星系，FEAST 則觀察四個附近星系嘅星團。15 所以，佢哋並非直接觀測宇宙首十億年入面嘅恆星或星團。

佢哋嘅價值在於，為早期星系模型中長期靠外推估算嘅部分提供實測錨點。TEMPOS 帶來低金屬量大質量星急需嘅紫外參考資料；FEAST 則量度咗不同星團質量下嘅清雲時間。只要審慎套用，再以 JWST 嘅高紅移光譜驗證，呢啲校準可令我哋對恆星族群、塵埃、回饋同電離輻射嘅推斷更有物理根據。