Tayfın doğrudan söylediği
JWST'nin NIRSpec aygıtı, MoM-BH*-1'i 7,7569 kırmızıya kaymada gördü; baktığımız ışık Büyük Patlama'dan 660 milyon yıl sonrasından geliyor. 3 ile 4 mikrometre arasında akı 20 kattan fazla düşüyor. Geniş Hβ ışımasına Hβ ve Hγ soğurması eşlik ediyor. Bunlar aygıtın ölçtüğü özellikler; “kara delik yıldızı” adı, onları açıklamak için kurulan fiziksel modelden doğuyor.[1]
Balmer sıçramasının ölçülen gücü 7,7; en uç yıldız topluluğu hesabı bile 5'in altında kalıyor. Kaynak 117 parsekten küçük ve görüntüde çözümlenemiyor. Araştırma ekibi, çok yoğun ve hareketli gazın ortasında ışık üreten bir kara delik modeliyle tayfın temel özelliklerini yeniden üretebildi. Yazarların uyarısı belirleyici: gazın geometrisi ile merkezdeki ışık kaynağının tayfı tam bilinmiyor ve seçilen model, geniş bir olasılık alanındaki yalın bir örnek.[1]
Işık çizgisi cetveli eğiyor
Aynı gaz, kara deliği tartma işini zorlaştırıyor. Toz bulunmadığını varsayan yerel Hβ bağıntısı yaklaşık 50 milyon Güneş kütlesi veriyor. Çizginin genişliğini gaz içindeki saçılma büyütüyorsa, saniyede 600 km içsel genişlik kullanan hesap yaklaşık 1 milyon Güneş kütlesine iniyor. Yaklaşık 2 büyüklük mertebesine yayılan bu fark, kara deliğin değişmesinden değil, ölçümden kütleye geçerken seçilen modelden kaynaklanıyor.[1]
Daha yüksek sinyal-gürültü oranına sahip bağımsız bir tayf ile aynı aygıtta yinelenen parlaklık ölçümü, iki uygun sınama sunuyor. Eldeki veriler 60 günlük dinlenim süresinde yüzde 30, belirsizlik payı yüzde 7 olmak üzere parlaklaşmaya işaret ediyor, fakat gözlemler farklı kiplerde alındı; aygıt ayarı hâlâ güçlü bir rakip açıklama. Uzak evrene bakarken belirsizlik küçüklüğümüzün ölçüsü sayılmaz. Yeni ışığın değeri, hangi cetvelin sağlam olduğunu sınamasında yatıyor.[1]