Більше 13 мільярдів років тому, коли Всесвіт ще не встиг забруднити себе важкими елементами, спалахнули перші зірки. Вони народилися з чистого водню і гелію — і, за теоріями, були велетнями: у десятки чи сотні разів масивнішими за Сонце. Але прямих спостережень цих зірок досі майже не існувало. Тепер — завдяки JWST — ситуація змінюється.
Об'єктом дослідження стала система Hebe: дві компактні галактики (C1 і C2), що знаходяться поряд із відомою галактикою GN-z11 на відстані понад 13 мільярдів світлових років. Обидві компоненти випромінюють іонізоване гелієве світло — сигнал, характерний для наджорсткого ультрафіолету, який здатні генерувати лише дуже масивні та гарячі зірки. Металічних ліній у спектрі — практично нуль.
Дослідники змоделювали спостереження і показали: відтворити виміряні характеристики можна лише в тому випадку, якщо більше 50% зоряної маси у цих галактиках належить зіркам першого покоління — так званим PopIII. Компонента C1 взагалі сумісна з суто первісною зоряною системою без жодних металів.
Ключовий результат — обмеження на початкову функцію мас (IMF) перших зірок. Відношення HeII до Hγ виключає «круті» функції мас із великою кількістю маломасивних зірок. Дані натомість підтримують «важковершинний» розподіл, де переважають масивні зірки — особливо якщо система молода (менше мільйона років). Разом із виміряною світністю HeII це дає оцінку повної зоряної маси системи: від 20 тисяч до 600 тисяч мас Сонця.
Важливо, що ці результати незалежно узгоджуються з обмеженнями, отриманими з «ближнього поля» — тобто з хімічного складу найдавніших зірок нашої Галактики. Ближнє поле відкидає найплоскіші функції мас; далеке поле відкидає найкрутіші. Разом вони окреслюють вузький «коридор» допустимих IMF для перших зірок Всесвіту.
Це перший випадок, коли пряме спостереження системи PopIII на великому червоному зміщенні дозволяє накласти незалежні кількісні обмеження на природу перших зірок — відкриваючи новий шлях до розуміння того, як Всесвіт запалив своє перше світло.