Koşunun ürettiği kütle
Chon, Springel ve meslektaşlarının hakemli AREPO ışıma-hidrodinamik koşusu, Ishiyama-Hirano halosunu parlak bir komşunun yaklaşık 10 kpc'lik uzak morötesi akısı altında bırakıyor. Çöküş z yaklaşık 14'te başlıyor; merkezi öncül yıldızlar 5–9 × 10^5 Güneş kütlesine çıkıyor, ardından süper kütleli yıldız çöküşü yaklaşık 10^6 Güneş kütleli tohum bırakıyor. Yazarların kendi karşılaştırmasına göre bu, alışılmış doğrudan çöküş beklentisini bir büyüklük mertebesi aşıyor.[1]
Aynı koşu, tohumun yoğun ve optik bakımdan kalın bir disk geliştirdiğini; elektron saçılmasının geniş Hα'yı, JWST'nin küçük kırmızı noktalarına benzetilecek kadar ürettiğini yazıyor. Süper-Eddington yığılma z yaklaşık 8'de kütleyi yaklaşık 3 × 10^7 Güneş kütlesine taşıyor. Sayfa bu ağı ve bu halo ailesini kaydeder.[1]
Tayf benzerliği ile keşif ayrı durur
Küçük kırmızı noktayı kısa süreli, örtülü ağır tohum evresi olarak birleştirmek, koşunun önerdiği okumadır. Elektron saçılması diskin optik kalınlığından türetilir; JWST'de aynı geometri bağımsız ölçülmüş değildir. Alternatif, V biçimli tayfın başka bir yoğun kabuk veya yıldız kümesi geometrisinden gelmesi ve bu halonun özel FUV komşuluğunun evrende seyrek kalmasıdır.[1]
LISA için mili-hertz bantta h_c yaklaşık 10^−17–10^−16 ve 3 yıllık görevde onlarca ila yüzlerce birleşme, kozmolojik ölçeğe yapılmış bir dışdeğerlemedir. Koşu, tohum kütlesini ve örtü evresini bir sonraki kodun hangi kalibrasyonda kaçıracağını gösterir.[1]
İkinci ağın çizebileceği sınır
Aynı FUV komşuluğunda ikinci bir ışıma-hidrodinamik kod, tohumları yine 10^6 Güneş kütlesinin üzerinde bırakırsa ağır tohum kanalı sıkışır. Tohumlar 10^5 Güneş kütlesi bandında kalırsa bu AREPO ailesinin derin potansiyel kuyusu seçilmiş bir halo olarak kalır. JWST nesnesinin kendisi bu pakette yeniden ölçülmedi.[1]