自部署以来，詹姆斯·韦伯空间望远镜 (JWST) 一直发挥着时间机器的作用，捕捉着来自宇宙最初十亿年的星团发出的微弱光芒。然而，随着天文学家深入观测高红移环境——最远可追溯到红移 z ≈ 10——他们遇到了一个宇宙谜题。在超大质量星系团的致密引力场中，这些遥远天体发出的光往往会被分裂成多个“镜像”。虽然标准的引力理论表明，这些复制品的光成分应该是相同的，但最近的观测却揭示了令人惊讶的光谱失配。这一现象现在被称为“镜像悖论”（Mirror Image Paradox），人们开始意识到它并非我们模型的缺陷，而是一种识别早期宇宙中最巨大且最难寻觅的恒星的突破性诊断工具。
宇宙镜像的机制
要理解为什么这些失配的图像如此重要，必须首先了解引力透镜的作用。在广袤的宇宙中，像星系团这样的巨大结构起到了天然望远镜的作用。它们巨大的引力弯曲了时空结构，从而改变了来自更遥远背景天体的光路。当背景星团恰好位于前景透镜体正后方时，光线会被拉伸成弧形，有时还会分裂成两个或多个镜像，这些镜像出现在被称为“临界曲线”的理论线条的两侧。
从历史上看，观测天文学的一个假设是，这些镜像具有相同的光谱能量分布 (SED)。SED 实际上是星团光线的指纹，描绘了它在不同波长下发射的能量多少。由于两个图像都源自其演化过程中同一时刻的同一光源，因此在理论上，一旦考虑到透镜的几何畸变，它们看起来应该完全一样。然而，JWST 的高分辨率能力现在揭示出这种对称性经常被打破，这表明一种更局域化的物理过程正在起作用。
打破对称性：微透镜效应
这些光谱差异的主要推手是引力微透镜。虽然星系团提供了创建镜像的“宏观”透镜，但该前景星系团内的单个恒星或致密天体则充当了“微”透镜。这些较小的天体可以直接经过背景星团的前方，提供额外的、局域性的放大倍率提升。由于两个镜像通过前景星系团的路径略有不同，一个图像可能会受到强烈的微透镜影响，而另一个则保持不受影响。
由 Angela Adamo、Erik Zackrisson 和 Jose M. Diego 领导的研究表明，这种微透镜并不会均匀地放大整个星团。相反，它会选择性地放大该星团内最亮、质量最大的恒星。如果一个遥远星团中的一颗单体“怪物恒星”在仅其中一个镜像中被放大了十倍或一百倍，那么该图像的总 SED 与其孪生图像相比将发生显著偏移。研究认为，JWST 观测中这些可检测到的差异可能仅限于质量小于 10 万倍太阳质量、年龄小于 500 万年的星团，因为在这些星团中，光线仍由短寿命的大质量恒星主导。
寻找第三星族星与上重初始质量函数
这些发现的意义延伸到了我们理解早期宇宙恒星形成的基石。天文学家使用初始质量函数 (IMF) 来描述新形成族群中的恒星质量分布。在现代的“局部”宇宙中，IMF 通常是“下重”的，这意味着每出现一颗大质量恒星，就会有数百颗较小的、类太阳恒星。然而，理论学家长期以来一直提出，第一代恒星——被称为第三星族星（Population III stars）——形成于一个“上重”环境中，在那里大质量的“怪物恒星”（可能超过 100 甚至 500 倍太阳质量）非常普遍。
研究团队建议，具有高度差异镜像 SED 的透镜星团的普遍存在，可以作为这些极端恒星族群的直接探测手段。如果早期宇宙确实充满了上重 IMF 产生的恒星，那么一颗大质量恒星主导星团光线（从而容易受到微透镜诱导的光谱偏移影响）的概率就会大幅增加。因此，当 JWST 在高红移处识别出一对失配的镜像时，它可能正见证着一颗第三星族星特有的“指纹”，否则这颗恒星会因为距离太远而无法被单独观测到。
详细发现：年龄与质量限制
在他们的全面分析中，Adamo、Zackrisson 和 Jose M. Diego 探讨了这些失配变得可观测的具体情况。他们发现，对于年龄较大或质量较大的星团，来自数千颗较小、较冷恒星的“噪声”往往会平均化光线，使得微透镜对单颗恒星的影响对整体 SED 而言可以忽略不计。具体而言，他们认为一旦星团年龄超过 500 万年，其最大质量的恒星就已经在超新星爆炸中结束了生命，留下了一个更稳定、更均匀的光轮廓。
这创造了一个窄小但至关重要的观测窗口。当 JWST 探测到显著的光谱失配时，天文学家可以非常有把握地推断出，他们正在观察一个异常年轻且质量相对较低的星团。这使得研究人员能够“称量”早期宇宙恒星族群的大质量端，从而提供实证数据来约束关于第一批恒星如何影响宇宙再电离和早期星系化学富集的模型。
对 JWST 深场巡天的意义
这些发现从根本上改变了天文学家解释透镜星系团场中高红移 (z ~ 10) 观测结果的方式。研究人员现在可以将镜像之间的光谱差异视为一种诊断工具，而不是将其视为观测误差或尘埃干扰。这种方法有效地将整个宇宙变成了一个高放大倍率的实验室。通过分析两个透镜图像之间 SED 的差值，科学家可以从数学上隔离出正受到微透镜影响的单个恒星的贡献。
这种“差异化”方法提供了一种研究跨越宇宙时间的恒星的方法，而这些恒星以前被认为超出了任何望远镜的观测范围。在 JWST 的深场巡天背景下，这意味着每一个失配的透镜弧都是发现第三星族星的潜在候选者。它将寻找“第一缕光”的努力从对遥远星系的广泛搜寻转变为对隐藏在这些星系中的个体恒星巨头的精确猎寻。
展望未来：后续方向
这项研究的下一阶段涉及对 JWST 档案中已知透镜星系团进行系统调查，以识别更多光谱失配的候选目标。随着这些“破碎镜像”样本量的增加，天文学家将能够确定上重 IMF 是早期宇宙的普遍特征，还是仅局限于特定的环境。此外，利用 JWST 的 NIRSpec 仪器进行后续光谱观测，有可能识别出这些大质量恒星的化学特征，从而确认它们是否缺乏第三星族星所特有的“金属”（比氦重的元素）。
最终，“镜像悖论”凸显了研究时间黎明所需的独创性。通过利用引力物理学的奇特特性，天文学家发现，曾经混淆了我们对深远过去视线的扭曲，现在正是解开其最大秘密的钥匙。双星团失配的光芒，可能是我们能观察到为今日宇宙铺平道路的首批“怪物恒星”的最接近机会。
常见问题解答
什么是第三星族星？
第三星族星（Population III stars）是一个假设的恒星类别，由宇宙中形成的第一批恒星组成，完全由原始的氢和氦组成。理论上，它们比现代恒星大得多、热得多，在早期宇宙演化中起着至关重要的作用。
引力微透镜如何影响 JWST 的观测？
当背景透镜星系中的致密天体从背景光源前方经过时，就会发生微透镜效应。对于 JWST 而言，这可能导致遥远星团内单个恒星出现暂时但极端的放大，从而导致在镜像中观察到光谱失配。
JWST 能看到宇宙中的第一批恒星吗？
虽然 JWST 功能强大，但在如此极端的距离下，单个第三星族星通常太暗而无法被直接看到。然而，通过宏观透镜（来自星系团）和微透镜（来自单个恒星）的结合，JWST 可以探测到它们对其母星团光线的影响。
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