Краткий анализ возможностей и ограничений перечисленных обсерваторий для задач ранней Вселенной (первые звезды/галактики, рекомбинация/реионизация, зарождение чёрных дыр), затем требования к следующей миссии.
Плюсы и минусы по инструментам
- Hubble (оптика / ближняя ИК): диапазон примерно $\lambda \sim 0.1-1.7\mu \mathrm{m}$. Плюсы: высокая угловая разрешающая способность в оптике, богатая база глубоких полей. Минусы: недостаточная чувствительность и покрытие в дальней ИК для объектов при $z\gtrsim 10$; малое собирающее отверстие для спектроскопии слабых линий.
- JWST (NIR–MIR): покрытие $\lambda \sim 0.6-28\mu \mathrm{m}$, большой телескоп $D=6.5\mathrm{m}$. Плюсы: очень высокая чувствительность в NIR/MIR, мощная мультиплексная спектроскопия, оптимален для поиска и изучения галактик при $z\sim 6-20$. Минусы: относительно маленькое поле обзора (медленное картирование), конечный срок службы (охлаждение/запасы), недостаточная собраниельная площадь для очень глубокых широких обзоров; ограниченная способность к высокому энерг. рентгену/радиодомену.
- Chandra (рентген): энерг. диапазон приблизительно $E\sim 0.1-10\mathrm{keV}$, превосходная пространственная разрешающая способность ($<1^{\prime \prime }$). Плюсы: локализация и спектроскопия слабых рентген-активных источников (аккрецирующие ДЧР, ранние AGN), диагностика высокоэнергетической обратной связи. Минусы: малая эффективная площадь => ограниченная чувствительность для типичных высоко-z AGN; невозможно охватить большие поля быстро.
- Fermi (гамма/высокая энергия): энерг. диапазон примерно $E\sim 20\mathrm{MeV}->300\mathrm{GeV}$, широкий обзор неба, мониторирование вспышек. Плюсы: детекция GRB и других быстрых транзиентов до больших $z$ (индикаторы массовых звёзд/черных дыр). Минусы: ограниченная локализация (для быстрых следов), плохая чувствительность к слабым постоянным источникам высокого z; гамма-лучи дают мало информации о химии и структуре ранних галактик.
- Gaia (оптика, астрометрия): диапазон $\lambda \sim 0.33-1.05\mu \mathrm{m}$, точная параллакс и абсолютная референция. Плюсы: точная небесная референция, масс-моделирование линз, калибровка локальных стандартов. Минусы: недостигает глубины/дальности для прямого изучения ранней Вселенной ($z\gg 1$).
- ALMA (наземный мм/субмм): частоты $\nu \sim 30-1000\mathrm{GHz}$ ($\lambda \sim 0.3-10\mathrm{mm}$). Плюсы: чувствителен к холодному газу и пыли (напр. линия [CII] $158\mu \mathrm{m}$ при больших $z$ попадает в ALMA), высокое угловое разрешение интерферометрии, молекулярная спектроскопия. Минусы: атмосферные ограничения (погода, прозрачность), узкие поля обзора, трудоёмкость картирования больших областей, невозможность доступа к коротким инфракрасным волнам из космоса.
Ключевые ограничения при изучении ранней Вселенной (общие)
- Необходимость одновременно: глубокой чувствительности (для слабых объектных потоков), широких полей (чтобы собрать статистику), высокой разрешающей способности (чтобы отделять объекты и изучать структуру), и спектроскопии (чтобы получить z, металличность, кинематику). Существующие миссии обычно решают лишь часть этих задач.
- Фон (тепловой фон, зодиакальное свечение) ограничивает чувствительность в IR; атмосфера мешает в мм/подмм и ИК на Земле.
- Трудность быстрой локализации и координации мультидиапазонных наблюдений для транзиентов (GRB).
Требования к следующей миссии (нацеленной на раннюю Вселенную)
(формулирую кратко, по пунктам)
- Апертуры и разрешение:
- большая апертура: $D\gtrsim 10\mathrm{m}$ (или система космических зеркал/интерферометр) для значительного прироста чувствительности и улучшения углового разрешения.
- предел дифракции: $\theta \approx 1.22\frac{\lambda }{D}$ — целевое разрешение $\lesssim 50\mathrm{mas}$ в NIR ($\lambda \sim 2\mu \mathrm{m}$) для разрешения структур галактик на $z\gtrsim 6$.
- Диапазон длин волн:
- широкий мультидиапазон: $\lambda \sim 0.3\mu \mathrm{m}-30\mu \mathrm{m}$ (оптика → MIR) для доступа к Lyman-альфа, Balmer-линиям, ключевым показа­телям металличности и пыли на разных $z$. Желательно совмещение с координацией ALMA ($\lambda \sim 0.3-3\mathrm{mm}$) и будущими 21‑cm экспериментами.
- Чувствительность и спектроскопия:
- глубина для обнаружения континуальных источников и линий до потоков порядка $\lesssim 10^{-19}\mathrm{erg}{\mathrm{s}}^{-1}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-2}$ (строковые линии) в разумном времени экспозиции.
- мультиплексная спектроскопия: $>1000$ объектов на поле для ускоренного картирования; спектральные разрешения $R\sim 100-3000$ для измерения z/металличности и $R\gtrsim 10000$ для кинематики и подтверждения больших масс.

- Поле обзора и скорость обзора:
- широкий поле: единицы десятых долей квадратного градуса ($\gtrsim 0.1\mathrm{de}{\mathrm{g}}^2$) для быстрого поиска редких ярких объектов и статистически значимых выборок; при этом модуль для глубоких «пинпоинт» наблюдений.
- Технологии и окружение:
- криогенное охлаждение и размещение в точке L2 для минимизации теплового фона и стабильного окружения.
- длительность миссии $\gtrsim 10$ лет для накопления выборок и многовременных наблюдений.
- высокое качество калибровки (фотометрия/спектрометрия) и абсолютная астрометрия для сильной линзовой науки и слияния с Gaia-референцией.
- Транзиентный компонент:
- встроенный широкопольный мониторинг/шлюз для быстрого обнаружения локализации GRB/транзиентов с точностью $\lesssim$ несколько минут/несколько угл.мин, плюс оперативная передача координат для наземного/космического follow‑up.
- Сопутствующие/параллельные миссии:
- согласованная программа с будущими крупными рентген‑ и гамма‑миссиями (например, высокоэффективный рентген с площадью $A_{\mathrm{eff}}\gtrsim 2{\mathrm{m}}^2$ и разрешением $\lesssim 0.5^{\prime \prime }$) для поиска аккрецирующих SMBH; монитор гамма‑транзиентов с локализацией $<1^{\prime }$.
- Архитектурные приоритеты:
- модульность (сервисируемость, резервные инструменты), мультиинструментальность (широкопольный имиджер + IFU/многообъектный спектрограф + высокоразрешающая спектроскопия).
- обеспечение высокого пропускного канала данных и быстрой обработки для таргетинга последующих наблюдений.
Краткое резюме: нужна космическая платформа с апертурой порядка $\gtrsim 10\mathrm{m}$, широким охватом $\lambda \sim 0.3-30\mu \mathrm{m}$, комбинирующая глубокую чувствительность, широкий поле и мощную мультиплексную спектроскопию, расположенная в L2 и интегрированная в мультидиапазонную сеть (ALMA, рентген/гамма, 21‑cm). Это даст системный прорыв в изучении первых звёзд, галактик и чёрных дыр и позволит перейти от единичных обнаружений к статистически значимым выборкам и физическому пониманию процессов ранней Вселенной.