Перші 200-300 мільйонів років після Великого вибуху астрономи називають космічними темними віками. Тоді ще не існувало жодної зірки, а простір заповнював переважно нейтральний водень і гелій — залишки первинного нуклеосинтезу. Момент, коли темрява скінчилася і спалахнули перші зірки, вчені називають космічним світанком.
Ці зірки — так зване населення III, або PopIII, — за теорією мали формуватися з абсолютно чистого газу, без жодної домішки важких елементів. Відсутність металів означала гірше охолодження газових хмар при колапсі, тому зірки могли виростати до велетенських мас — за оцінками, у десятки й сотні разів більших за Сонце. Прямо побачити такі об'єкти на відстані понад 13 мільярдів світлових років донедавна було практично неможливо. Новий аналіз даних JWST змінює цю ситуацію.
Система Hebe поруч із GN-z11
Об'єктом дослідження стала система під назвою Hebe — два компактні компоненти, позначені C1 і C2, розташовані неподалік від добре відомої далекої галактики GN-z11.
Обидва компоненти демонструють яскраве випромінювання іонізованого гелію (HeII). Це не випадковий сигнал: генерувати достатньо жорсткий ультрафіолет, здатний іонізувати гелій, можуть лише дуже масивні й гарячі зірки. У спектрах обох об'єктів дослідники практично не знайшли слідів металів.
За допомогою локально відкаліброваної моделі команда показала: єдиний спосіб відтворити виміряні верхні межі на металічні лінії — це припустити, що понад 50% зоряної маси цих галактик належить первісним зіркам PopIII. Компонент C1 виявився сумісним із чисто первісною системою — без жодної домішки важчих елементів.
Що каже співвідношення HeII до Hγ
Головний результат роботи — не просто підтвердження природи PopIII, а кількісне обмеження на початкову функцію мас (IMF) цих зірок. IMF описує, скільки зірок різної маси народжується в одному епізоді зореутворення.
Дослідники використали відношення інтенсивності лінії HeII до лінії водню Hγ як індикатор. Виявилося, що це відношення виключає «круті» (steep) функції мас, у яких переважають маломасивні зірки. Натомість дані підтримують «важковершинний» (top-heavy) розподіл, де домінують масивні зірки — особливо якщо вік зоряної популяції не перевищує одного мільйона років.
Поєднавши це обмеження з виміряною світністю HeII, автори оцінили повну зоряну масу системи: від 20 тисяч до 600 тисяч мас Сонця. Якщо взяти до уваги менші маси, які передбачають комп'ютерні симуляції формування перших зірок (нижче 100 тисяч мас Сонця), перевага важковершинних IMF стає ще виразнішою.
Важливо, що в результатах залишається певна виродженість: форма IMF, загальна зоряна маса і вік системи взаємопов'язані, і одні дані не дозволяють однозначно розділити їхній внесок.
Ближнє поле проти далекого поля
До появи цього дослідження єдиним джерелом даних для обмеження IMF перших зірок була так звана ближньопольова космологія (near-field cosmology). Це метод, який вивчає хімічний склад найдавніших зірок нашої Галактики — своєрідні викопні сліди, залишені продуктами вибухів найперших зірок Всесвіту.
Ближнє поле відкидає найплоскіші (flattest) функції мас — тобто варіанти, де маломасивних зірок було б забагато відносно масивних. Дані Hebe, отримані на величезному червоному зміщенні, працюють у протилежному напрямку: вони виключають найкрутіші розподіли.
Разом два незалежні підходи — вивчення хімічних відбитків у старих зірках Чумацького Шляху і пряме спостереження первісної галактики за 13 мільярдів світлових років — окреслюють вузький коридор допустимих функцій мас перших зірок, пов'язуючи характерну масу і нахил розподілу.
Автори підкреслюють: це перший випадок, коли прямі спостереження системи PopIII на великому червоному зміщенні дають незалежні кількісні обмеження на природу перших зірок. Такий підхід відкриває новий шлях для перевірки теорій про формування найперших зірок Всесвіту — і, можливо, для пошуку подібних об'єктів у майбутніх спостереженнях JWST.
