Коротко — главная идея: космос $JWSTибудущиеинфракрасныеобсерватории$ выигрывает по фону, по доступной длине волны (>2.5 μм), по стабильности и по способности достигать экстремальной глубины в малых полях; наземные ЭЛТ дают большую собирательную площадь и существенно лучшее угловое разрешение с AO, а также доступ к очень высоким спектральным разрешениям и высокой мультиобъёмности для следования за кандидатами. Для поиска и подтверждения Pop III оптимально сочетание: широкие/глубокие фотосъемки и низко- и среднерезольные спектры из космоса для выбора кандидатов и обнаружения линий до ~5 μм, плюс наземные ЭЛТ для пространственно-разрешённой и высокоразрешённой спектроскопии, поиска слабых метал-строк и изучения кинематики/абсорбционных линий.

Ниже — более подробное сравнение, рекомендованный инструмент и оптимальная программа наблюдений.

1) Преимущества и ограничения

A. Космические инфракрасные обсерватории $примерJWST$

Преимущества:
Низкий термический и атмосферный фон: сильнейшее преимущество в диапазоне >2 μm и в общем по глубине на единицу времени.Полный доступ к спектру 0.6–5 μm $NIRSpec/NIRCam$ и далее в mid-IR $MIRI$, что важно для линий, смещённых в длинноволновую ИК у самых высоких z.Стабильная PSF и фотометрия, хороша для точного снятия слабых линий и широких SED.Мультиобъектные режимы $напр.microshutterNIRSpec$: полезно для выборки множества кандидатов в одном поле.Ограничения:
Ограниченная апертура $JWST6.5m$ — хуже разрешение и меньшее S/N на единицу времени, чем у ЭЛТ в тех областях, где не доминирует фон.Ограниченная продолжительность миссии, ограниченная операциями/расписанием.Ограниченная гибкость по модификациям инструментов, по мультиплексности в сравнении с наземными широкофельдными программами.Спектральные разрешения, как правило, R ≲ 3000 $длябольшинствамультиобъектныхрежимов$, что затрудняет очень высокоразрешённую анализу абсорбций.

B. Наземные ЭЛТ $ELT/TMT/GMT$

Преимущества:
Большая светособирающая площадь $24–39m$ → лучшие пределы по фоново-ограниченным наблюдениям в диапазонах, где фон позволяет $обычноJ/H/Kдо2.4\mu m$.Дифракционное разрешение с AO: пространственное разрешение ≲0.02" в ближней ИК, что критично для отделения компактовых источников, работы на линзированных полях, изучения структур и пространственного распределения линий.Возможность очень высокого спектрального разрешения $R20k–100k$ — важно для поглощений в ИГМ/галактических оболочках, для точной динамики и профилей линий.Большая гибкость инструментов, высокая мультиобъёмность $MOSAIC/IRMS-like$ и возможность оперативных целевых наблюдений $включаябыстрыеоткликинатранзиенты,GRB$.Ограничения:
Атмосферные линии $OH$, переменный фон и ограниченные прозрачноcти отдельных окон; особенно плохо >2.4–2.5 μm из-за термального фона $L/M-диапазонызатруднены$.Требуется AO для достижения дифракционного предела — это усложняет и ограничивает поле и количество одновременно наблюдаемых объектов.Атмосферная абсорбция и изменение условий требовательны для точной калибровки слабых линий $например,HeIIидругихслабыхиндикаторов$.Нельзя наблюдать некоторые длиннее-волновые диапазоны $mid-IR$ с эффективной чувствительностью, где космос выигрывает.

2) Наиболее информативные сигнатуры Pop III и ранних галактик

Сильные индикаторы “первичности”:
Сильный He II λ1640 $безсоответствующихметал-линий$ — показатель очень жесткого ионизирующего спектра $T_{e}ff100kK$ ожидаемого от Pop III.Очень большие эквивалентные ширины Lyα (>200–300 Å rest) — но Lyα сильно подавляется нейтральным IGM при z≳7–8.Отсутствие сильных металл-линий $[CIII]1909,[OIII]1666,[CII]158\mu m,[OIII]5007$ или их необычные соотношения → нулевые/низкие металличности.Очень голубые UV-спектры, сильная не-стеллярная $непоряковая$ эмиссия: высокий f_ion, нестандартные линии высоких ионизаций $HeII,NV,OVI$.Транзиенты: pair-instability SN $PISN$ — очень яркие, широкие и медленно эволюционирующие инфракрасные световые кривые с характерными спектральными элементами; GRB послеglows с абсорбциями от первичного окружения.Следы в абсорбции в спектрах ярких фоновых источников $GRBs,квазары$: экстремально низкие содержание металлов в IGM/галактиках-мишенях.Практические сложности: Lyα и другие линии могут быть поглощены IGM; Pop III проживают в маленьких, редких и быстро эволюционирующих объектах → низкая вероятность непосредственной детекции без увеличения потока $гравитационноелинзирование$ или широких сетей обзора.

3) Предлагаемая концепция инструмента для ЭЛТ $оптимизированадляPopIIIfollow‑up$ Цель: эффективное подтверждение и физическая характеристика кандидатов Pop III, а также поиск слабых метал-строк и изучение кинематики/абсорбций.

Базовая архитектура: AO‑fed мульти‑режимный near-IR спектрограф с двумя основными рабочими режимами:
1) Survey / multiplex MOS‑IFU режим $многообъектныйIFU$: десятки‑сотня маленьких IFU (каждый 2"–4" с пространственной дискретизацией 0.01–0.03") по полю радиусом ~5–7′. Эти IFU позволяют одновременно снимать множество кандидатов и их окружения $включаялинзированныеструктуры$.
2) High‑res single/IFU режим: один‑два AO‑интегрированных более крупноформатных IFU для глубокого высокоразрешённого follow‑up $R10–30k$.Диапазон длин волн: 0.9–2.5 μm в основном $J/H/K$, с опцией охлаждённого модуля для 2.5–5 μm $L/M$ при жёстком контроле теплого фона. Обоснование:
Для z~6–20 ключевые линии $Ly\alpha ,HeII1640,CIV,CIII]$ попадают в 1–5 μm; однако наземная чувствительность лучше до ≈2.4 μm. Поэтому основной рабочий диапазон до 2.5 μm; 2.5–5 μm нужен для очень высоких z и He II при z>10, но с заметно меньшей чувствительностью.Спектральные разрешения:
Survey режим: R ~ 3000–5000. Это достаточно, чтобы отделять ночные OH полосы, давать ~60–100 km/s разрешение — достаточно для определения линий, эквивалентных ширин и грубой кинематики.Deep/high‑res режим: R ~ 20000–40000 $15–7.5km/s$ для:Поиска слабых металлических линий и строгих верхних пределов;Измерения профилей неметаллических линий и изучения внутренней динамики/выхлопов;Высококачественной абсорбционной спектроскопии на фоне ярких задних источников $GRB/quasar$.Чувствительность и требования к фону:
Оптимизация оптики и детекторов для низкого термического фона, эффективное субтракционирование ночного фона $OHsuppression,OH-suppressionfibers/volume-phaseholographicmasks—есливозможно$.Дополнительные возможности:
Нативная интеграция с AO $лазерныйAO$ и возможность работы в ground-layer AO $болееширокоеполедляsurvey$.Быстрый‑реакционный режим для транзиентов $GRB/PISN$.

4) Рекомендуемая программа наблюдений $стратегия,шаги$

Шаг A — Поиск кандидатов $широкое+глубокое$

Использовать широкопольные NIR‑обзоры для поиска редких ярких кандидатов: Roman/Euclid $широкие,средниеглубины$ + JWST NIRCam нишевые глубокие поля + наземные глубокие поля с VISTA/ Subaru/HSC $длякорреляции$.Идеальные цели:
Линзированные кластеры $параллелиJWSTиHST+кластеры$ — усиление за счёт гравитационного линзирования.Области с уже известными высоко-z кандидатами $JWSTdeepfields$.Критерии выбора:
Lyman‑break/dropout цвета, экстремально голубой UV‑наклон β, отсутствие заметных метал‑флагов в широкополосной фотометрии, высокие фотометрические эквиваленты ширин, избыточный flux в фильтрах, где может лежать сильная линия $NBexcess$.

Шаг B — Космическая первичная спектроскопия и подтверждение

JWST NIRSpec микрошаттеры/IFS: получить redshift и первые измерения линий $Ly\alpha привозможности,HeII1640,CIII],OIII],continuumslope$ в диапазоне 0.9–5 μm.Цели: подтверждение z, первичная оценка EW$HeII$, поиск сильных признаков отсутствия металлов.Примерные времена: для линий с flux ≳ few ×10^-19 erg/s/cm2 — JWST может достичь S/N~5 за десятки тысяч секунд; настройка зависит от R режима.

Шаг C — Наземный ELT follow‑up $детальнаяхарактеристика$

Для подтверждённых кандидатов:
Высокомультиплексный MOS‑IFU $R3000–5000$: съёмка нескольких объектов в поле, получение пространственной картины эмиссии $HeIIvsLy\alpha$ и ловля слабых метал-линий.Высокое разрешение R~20000–40000 $one‑objectIFU/singleslit$: глубокие интеграции для поиска и строгих верхних пределов металлических линий $C,O$, измерения профилей линий $ширины,асимметрии$, поглотительных компонентов в окружении.Специальные наблюдения:
Абсорбционная спектроскопия ярких GRB/quasar etterglow: ELT R~50k для измерения следов металличности в IGM и непосредственно в газе вокруг Pop III кандидатных областей.Съемки линзированных источников с AO для разрешения отдельных квазикластеров звезд и разделения возможных композитов Pop III + Pop II.

Шаг D — Временной мониторинг для транзиентов $поискPISNиGRB$

Широкополюсные IR-транзиентные обзоры $Roman,JWSTparallelsurveys,наземныеIRtime-domainпроекты$ — поиск ярких долгоживущих транзиентов $PISNожидаютсяяркимиимедленными$.Быстрый follow‑up $ELT+JWST$: спектроскопия для выявления характерных широких SN линий и анализа продуктных металлов $надёжнаядиагностикаPopIIIвзрывов:специфическиесоотношенияэлементовибольшойвыбросмассы$.

Шаг E — Мультидисциплинарный синтез

ALMA: поиск/отсутствие $$CII$$ 158 μm и FIR‑показателей — отсутствие $$CII$$ и низкая пыль говорят в пользу первичности.X-ray/рентген: следы аккреции на ранние BH $директ‑collapseBH$ — hard spectra, возможный contribution к He II ionization.Моделирование: использование снимков/спектров ELT+JWST для моделирования популяций $SEDfittingсмоделямиPopIII/PopII,photoionizationmodels,SNyieldmodels$.

5) Тактика по приоритетным наблюдениям и числовые ориентиры

Нацеленное обнаружение He II 1640:
Требуемая чувствительность: ожидаемые линии ~10^-19–10^-18 erg s^-1 cm^-2 $широкразбросвмоделях$. JWST лучше на длинных волнах; ELT конкурентоспособен в J/H.Survey режим: R~3000, интеграция ~10–30 часов на поле для достижения пределов ~few×10^-19 $ELT$, JWST ~10–30 ks даст схожие пределы в благоприятных условиях, особенно >2.5 μm.Поиск слабых метал‑строк:
Требуется R≳10k–20k и долгие интеграции $десяткичасов$ на ELT, чтобы поставить жёсткие верхние пределы $Z\lesssim 10^{-}3–10^{-}4Z\odot$.Абсорбционная спектроскопия GRB/quasar:
R~30k–100k на ELT даст ограничение на N$X$/N$H$ до крайне малых уровней при наличии яркого заднего фона.

6) Возможные риски и как их минимизировать

Риск: Lyα подавлен IGM → решение: ориентироваться на He II1640 $нерезонирующаялиния$, комбинировать с continuum‑break selection и с mid‑IR данными.Риск: чрезвычайная редкость Pop III → решение: широкие обзоры $Roman/Euclid$, использование линзирования $кластеры$ и таргетинг полей с повышенной плотностью кандидатов $JWSTdeepfields$.Риск: наземный фон в L/M → решение: опираться на космические инструменты для λ>2.5 μm, и разрабатывать cryogenic/thermal‑optimized наземные модули только для специальных задач.

7) Краткое резюме рекомендуемого набора инструментов и режимов

Космическая часть $JWST/будущиеspaceIR$:
Wavelength coverage: 0.6–5+ μm, R ~ 1000–3000, multi-object + IFU.Цель: поиск и первичное подтверждение, доступ к He II и другим линиям при высоких z, mid‑IR для очень высоких z.Наземная часть $ЭЛТ$:
Wavelength coverage: основной 0.9–2.5 μm; optional cooled module 2.5–5 μm.Режимы: MOS‑IFU $R3000–5000,высокаямультиобъёмность$, high‑res IFU/single slit $R20000–40000/50k$.Spatial sampling: 0.01–0.03" $AO$; IFU subfields 2–4".Поле: поле ~5–7′ с ~50–200 IFU/мультиплекса для эффективного follow‑up.Программа: wide→deep→follow‑up: Roman/Euclid wide imaging → JWST deep candidate confirmation → ELT spatial/high‑res spectroscopy and absorption studies → time‑domain follow‑up for PISN/GRB → ALMA/X‑ray multiwavelength.

Если хотите, могу:

Предложить конкретный набор фильтров/набор цветовых критериев для отбора кандидатов Pop III по фотометрии.Оценить более точно требуемые времена экспозиций для конкретных предельных потоков $укажитежелаемыепределыпоfluxилиэквивалентнойширине$.Составить наблюдательный план по полям $например:списокприоритетныхлинзированныхкластеров,JWSTdeepfieldsит.п.$.