這種跨越較寬波段的觀測十分關鍵，因為星系光譜的不同部分能揭示不同資訊。星系自身參考系的近紅外特徵，對暗淡矮星的存在較為敏感；光學特徵則有助於限制星系的年齡、金屬量與元素豐度。把兩組資料合併後，研究人員便能估計恆星的「初始質量函數」（initial mass function，IMF）——也就是一個星系誕生時，各種質量恆星的分布——而不是直接假定它與銀河系相同。

這些星系的 IMF「底部偏重」

初始質量函數描述不同質量恆星形成的數量比例。所謂底部偏重的 IMF，是指低質量恆星所佔比例高於通常用來估算星系質量的銀河系類型分布。

團隊在九個大質量寧靜星系中都找到支持這種模式的證據。低質量恆星本身很暗，在一般觀測中容易被大量較明亮的恆星掩蓋；但它們壽命很長，數量一多，便能為星系貢獻相當可觀的質量。

這也意味著，如果研究人員在估算遠方星系質量時，套用銀河系類型的 IMF，而該星系實際上是底部偏重，那麼星系中的恆星總質量就會被低估。

最老的兩個星系，質量估計增加 3 至 4 倍

這項修正對樣本中最老的兩個星系尤其顯著。它們被視為 JWST 發現的「早熟」成熟星系的直接後代；套用研究測得的底部偏重 IMF 後，兩者推算出的恆星質量增加至原先的 3 至 4 倍。

這不是微不足道的測量誤差，而是會改變星系形成模型需要在短暫宇宙歷史中組裝多少物質。其中一個古老恆星族群很可能在大爆炸後不到 15 億年便形成。若追溯其前身星系，代表它必須在更短時間內形成比過去估計更多的恆星質量。

為什麼這讓早期星系難題更加棘手？

JWST 已經發現一些在宇宙仍十分年輕時便已大質量、演化成熟的星系。例如，寧靜星系 GS-9209 已透過光譜確認，其紅移為 4.658；當時宇宙年齡約 12.5 億年。根據該分析採用的假設，它的恆星質量約為 3.8 × 10^10 個太陽質量。

本次 IMF 研究並沒有直接測量大爆炸後最初幾億年、或紅移 10 以上星系的恆星質量函數。它提供的是紅移約 0.7 星系的證據，顯示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，把這項結果延伸到 JWST 觀測到的最早期星系，仍屬於推論，而非直接測量。

不過，若早期星系形成恆星時也普遍存在相同的底部偏重模式，那麼這些星系的真實恆星質量可能遠高於最初估計。星系形成模型屆時不只要解釋成熟大質量星系為何如此早出現，還要解釋它們如何在更短時間內組裝出更多恆星質量。

更多低質量恆星，是否代表更多行星？

低質量恆星壽命長，也可能成為行星系統的宿主。如果年輕宇宙中的恆星形成確實普遍偏向低質量，那麼早期形成的這類長壽恆星數量，可能比銀河系類型模型所推算的更多。相應地，宇宙早期可能存在的行星系統數量估計也有機會上調。

但這個推論目前仍屬推測。研究測量的是恆星族群，而不是行星或行星出現率；它只改變了潛在行星宿主恆星的數量估計，並不能證明這些恆星多常形成行星，更不能判定那些行星是否適合居住。

下一步：把方法推向更早的宇宙

研究人員接下來將把相同策略應用到更高紅移的星系。透過涵蓋更寬廣星系自身參考系波段的超深度光譜，他們可以檢驗低質量恆星過量的現象，是否在時間上持續逼近第一批恆星誕生的年代。

當觀測目標位於足夠高的紅移時，對 IMF 敏感的特徵會被宇宙膨脹紅移至紅外波段，而 JWST 正能觀測這些波長。

這些測量將有助於釐清：底部偏重的 IMF 究竟只是目前研究的大質量寧靜星系特有的現象，是早期恆星形成的普遍特徵，還是會隨宇宙年代與環境改變的模式。

這種跨越較寬波段的觀測十分關鍵，因為星系光譜的不同部分能揭示不同資訊。星系自身參考系的近紅外特徵，對暗淡矮星的存在較為敏感；光學特徵則有助於限制星系的年齡、金屬量與元素豐度。把兩組資料合併後，研究人員便能估計恆星的「初始質量函數」（initial mass function，IMF）——也就是一個星系誕生時，各種質量恆星的分布——而不是直接假定它與銀河系相同。

這些星系的 IMF「底部偏重」

初始質量函數描述不同質量恆星形成的數量比例。所謂底部偏重的 IMF，是指低質量恆星所佔比例高於通常用來估算星系質量的銀河系類型分布。

團隊在九個大質量寧靜星系中都找到支持這種模式的證據。低質量恆星本身很暗，在一般觀測中容易被大量較明亮的恆星掩蓋；但它們壽命很長，數量一多，便能為星系貢獻相當可觀的質量。

這也意味著，如果研究人員在估算遠方星系質量時，套用銀河系類型的 IMF，而該星系實際上是底部偏重，那麼星系中的恆星總質量就會被低估。

最老的兩個星系，質量估計增加 3 至 4 倍

這項修正對樣本中最老的兩個星系尤其顯著。它們被視為 JWST 發現的「早熟」成熟星系的直接後代；套用研究測得的底部偏重 IMF 後，兩者推算出的恆星質量增加至原先的 3 至 4 倍。

這不是微不足道的測量誤差，而是會改變星系形成模型需要在短暫宇宙歷史中組裝多少物質。其中一個古老恆星族群很可能在大爆炸後不到 15 億年便形成。若追溯其前身星系，代表它必須在更短時間內形成比過去估計更多的恆星質量。

為什麼這讓早期星系難題更加棘手？

JWST 已經發現一些在宇宙仍十分年輕時便已大質量、演化成熟的星系。例如，寧靜星系 GS-9209 已透過光譜確認，其紅移為 4.658；當時宇宙年齡約 12.5 億年。根據該分析採用的假設，它的恆星質量約為 3.8 × 10^10 個太陽質量。

本次 IMF 研究並沒有直接測量大爆炸後最初幾億年、或紅移 10 以上星系的恆星質量函數。它提供的是紅移約 0.7 星系的證據，顯示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，把這項結果延伸到 JWST 觀測到的最早期星系，仍屬於推論，而非直接測量。

不過，若早期星系形成恆星時也普遍存在相同的底部偏重模式，那麼這些星系的真實恆星質量可能遠高於最初估計。星系形成模型屆時不只要解釋成熟大質量星系為何如此早出現，還要解釋它們如何在更短時間內組裝出更多恆星質量。

更多低質量恆星，是否代表更多行星？

低質量恆星壽命長，也可能成為行星系統的宿主。如果年輕宇宙中的恆星形成確實普遍偏向低質量，那麼早期形成的這類長壽恆星數量，可能比銀河系類型模型所推算的更多。相應地，宇宙早期可能存在的行星系統數量估計也有機會上調。

但這個推論目前仍屬推測。研究測量的是恆星族群，而不是行星或行星出現率；它只改變了潛在行星宿主恆星的數量估計，並不能證明這些恆星多常形成行星，更不能判定那些行星是否適合居住。

下一步：把方法推向更早的宇宙

研究人員接下來將把相同策略應用到更高紅移的星系。透過涵蓋更寬廣星系自身參考系波段的超深度光譜，他們可以檢驗低質量恆星過量的現象，是否在時間上持續逼近第一批恆星誕生的年代。

當觀測目標位於足夠高的紅移時，對 IMF 敏感的特徵會被宇宙膨脹紅移至紅外波段，而 JWST 正能觀測這些波長。

這些測量將有助於釐清：底部偏重的 IMF 究竟只是目前研究的大質量寧靜星系特有的現象，是早期恆星形成的普遍特徵，還是會隨宇宙年代與環境改變的模式。