Obrazek wyróżniający: Cheng, C.M., Slob, M., Kriek, M. et al. „Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions”, Nat Astron, 2026

Gwiazdy powstają w olbrzymich obłokach molekularnych, w których gaz i pył stopniowo łączą się ze sobą pod wpływem grawitacji. Jednym z ważniejszych czynników, determinującym dalsze losy gwiazdy – jej przyszłą jasność, temperaturę, czas życia i sposób, w jaki ostatecznie umrze – jest masa. Sam proces powstawania gwiazd nie jest jednak do końca poznany. 

Jednym z aspektów badania tego problemu jest ustalenie liczby gwiazd każdej masy w dużej gromadzie gwiazd. Obserwuje się stosunkowo niewiele masywnych gwiazd – znacznie powszechniejsze są gwiazdy o masie Słońca bądź nieco mniejsze. Dopiero liczba gwiazd o znacznie mniejszej masie od masy Słońca (< 0,1 M_⊙) zaczyna maleć. Dokładne statystyki są jednak niepewne ze względu na trudność wykrycia tak lekkich obiektów.  

W przeszłości taki rozkład mas (ang. IMF, initial mass function) uznawano za uniwersalny i zakładano, że wszędzie przyjmuje on taką samą postać, jaką ma ten obserwowany w Drodze Mlecznej. Jednak coraz więcej dowodów obserwacyjnych wskazuje, że rozkład ten różni się w innych częściach Wszechświata od „uniwersalnego”, czego można było się spodziewać zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi.

Cheng, C.M., Slob, M., Kriek, M. et al. „Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions”, Nat Astron, 2026

Rys.1: Porównanie dopasowań rozkładów mas dla różnych galaktyk z projektu IMFERNO z dwoma powszechnie stosowanymi modelami: Kroupa i Salpetera. Oś pionowa oznacza liczbę gwiazd przypadających na dany zakres mas gwiazd. Wykres ilustruje, jak rozkłady mas gwiazd w badanych galaktykach odchylają się w dolnym zakresie mas (dla najlżejszych gwiazd) od tradycyjnych wzorców znanych z Drogi Mlecznej. Różne α odpowiadają różnym nachyleniom wykresu w poszczególnych zakresach mas gwiazd.

W artykule „Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions” przedstawiono wyniki pomiarów dla dolnego zakresu rozkładu mas gwiazd (IMF) w próbie masywnych galaktyk, które znajdują się w stanie spoczynku oraz są położone poza bliskim wszechświatem. 

W badaniu przeanalizowano widma 9 galaktyk o przesunięciu ku czerwieni z ≈ 0,7 (6,5 miliarda lat temu) pochodzących z programu Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba „Initial Mass Function of Early Red NIRSpec Objects”. Widma tych galaktyk rozszerzono na niebieskie długości fal dzięki głębokim widmom z projektu „Large Early Galaxy Astrophysics Census” przeprowadzonego przy użyciu Very Large Telescope.  

Korzystając z oprogramowania ALF do analizy widm, ustalono parametr niedopasowania rozkładu gwiazd α_IMF do rozkładu standardowego. Parametr ten to stosunek dwóch wartości. Pierwsza z nich to iloraz masy i jasności (M/L), kiedy dopuszcza się programowi swobodnie dopasować wyniki do zadanych linii absorpcyjnych w widmie. Druga – ten sam współczynnik, w sytuacji sztywno narzuconej funkcji IMF dla Drogi Mlecznej. Ponieważ jasność jest taka sama dla każdej charakterystyki rozkładu mas gwiazd, α_IMF w praktyce reprezentuje stosunek rzeczywistej masy gwiazdowej do masy oszacowanej metodą tradycyjną – wartość większa od 1 oznacza nadmiar masy (np. obecność licznych, słabo świecących małomasywnych gwiazd).

Cheng, C.M., Slob, M., Kriek, M. et al. „Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions”, Nat Astron, 2026

Rys. 2: Lewy wykres przedstawia zależność nadmiaru masy gwiazdowej α_IMF od zintegrowanej dyspersji prędkości gwiazd (σ_v), prawy – od metaliczności [Fe/H]. Przerywana linia wyznacza poziom α_IMF=1, odpowiadający standardowemu rozkładowi mas z Drogi Mlecznej. Kolory punktów odzwierciedlają masę wirialną galaktyk. Punkty leżące wyraźnie powyżej przerywanej linii wskazują na galaktyki z nadmiarem małomasywnych, słabo świecących gwiazd.

Dla całej próby α_IMF waha się od 1,1 do 4,0, a mediana wynosi 1,4, przy czym dla dwóch z badanych galaktyk parametr ten przekracza dwukrotność odchylenia standardowego. Wskazuje to, że miałyby one nadmiar małomasywnych gwiazd w porównaniu do Drogi Mlecznej. Innymi słowy, ich rozkłady mas gwiazd są przesunięte w kierunku niższych mas, co obserwuje się przede wszystkim w galaktykach o wyższych wartościach zintegrowanych dyspersji prędkości gwiazd σ_v, metaliczności [Fe/H] oraz mas gwiazdowych galaktyk log(M_vir/M_⊙). 

Aby jednak ocenić wiarygodność wyników dla swobodnego IMF, zestawiono je z masami wirialnymi galaktyk.

Cheng, C.M., Slob, M., Kriek, M. et al. „Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions”, Nat Astron, 2026

Rys. 3: Masy gwiazdowe galaktyk, oszacowane przy użyciu programu MAGPHYS i przy założeniu IMF Drogi Mlecznej, oznaczono szarymi kółkami. Masy zaś galaktyk przemnożone przez α_IMF, zatem skorygowane zgodnie ze swobodnym dopasowaniem rozkładu gwiazd, zostały oznaczone trójkątami (o kolorze zależnym od wskaźnika α_IMF).

Przy założeniu rozkładu mas gwiazd Drogi Mlecznej różnica między masami wirialnymi a gwiazdowymi wzrasta wraz ze wzrostem masy. Zastosowanie zmiennego IMF powoduje, że galaktyki o największych różnicach ulegają największemu przesunięciu. Prowadzi to do zbieżności mas gwiazdowych i wirialnych.  

W szczególności, w granicach niepewności pomiarowej, masy gwiezdne nie przekraczają mas wirialnych, pozostawiając niewiele miejsca na ciemną materię czy gaz. Autorzy wskazują jednak, że ten wynik jest w pełni fizyczny i spodziewany, ponieważ analizie zostały poddane jedynie centra galaktyk o małych promieniach efektywnych zdominowane przez gwiazdy.  

Podsumowując, zbadano dolny zakres rozkładu mas gwiazd na próbie znajdujących się w stanie spoczynku masywnych galaktyk położonych poza bliskim wszechświatem. Autorzy zwracają uwagę na ograniczenia badania w postaci niewielkiej próby oraz jej przynależności do pojedynczego zagęszczenia Ściany COSMOS. Podany IMF o przewadze mas mniejszych sugeruje, że najbardziej masywne galaktyki w stanie spoczynku mogą mieć nawet większe masy niż pierwotnie zakładano. Jednak dla pełnego potwierdzenia wyciągniętych wniosków astronomowie będą musieli w przyszłości zbadać bardziej zróżnicowane próby galaktyk pochodzące z rzadszych rejonów kosmosu.

Korekta – Remigiusz Lewandowski