Кратко — какие ложные варианты нужно поочерёдно исключить и какие наблюдения предложить.
Что последовательно исключить (в порядке приоритетности)
- артефакт/ошибка фотометрии (космические лучи, неправильный фон, смешение объектов): проверить повторными изображениями и разными камерами.
- коричневый/планетоподобный объект в Галактике (L/T/Y dwarf): проверить спектральную форму в ближнем ИК, измерить собственное движение и кривую энергии (brown dwarfs дают характерные молекулярные дробления).
- низкоz пылевой/старый галактический объект с сильным 4000 Å / Balmer break (z∼2–4), либо сильно поглощённый AGN: проверить SED в средне‑ИК и мм, искать тёплую пыль и линийные соотношения.
- сильная эмиссионная линейная контаминация в широких фильтрах (например, [OIII]+Hβ у z∼2 или Hα у z∼1–2) — может «имитировать» Lyman‑dropout: нужно исключить путём поиска других линий, несоответствия линий и непрерывного обрыва.
- наложение/перекрытие двух объектов по лучу (foreground line emitter + background faint continuum): проверить высоко‑разрешённой съёмкой и спектроскопией с пространственным разрешением.
- случайное временное событие (SN, переменный источник): повторная фотометрия в разные эпохи.
- влияние гравитационного линзирования (не меняет z, но искажает яркость и размеры): проверить наличие массивного линзирующего объекта/кластера и признаки мульти‑образов.
Какие наблюдения требуются для уверенного подтверждения высокого $z\approx 12$ 1) JWST NIRSpec спектроскопия (среднее/высокое разрешение):
- измерить Lyman‑break (континуумный спад) и/или Lyman‑α и высоко‑ионные UV‑линии. Ожидаемые положения при $z\approx 12$:
- Lyman‑α: ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 1216(1+z)\text{A˚}\approx 1216\times 13\approx 15808\text{A˚}(\sim 1.58\mu \text{m})$,
- HeII 1640: $\approx 1640\times 13\approx 21320\text{A˚}(\sim 2.13\mu \text{m})$,
- CIII]1909: $\approx 1909\times 13\approx 24817\text{A˚}(\sim 2.48\mu \text{m})$.
- требование: детектировать либо сильный Lyman‑break + один слабый UV‑металлический линей, либо два согласующихся эмиссионных/абсорбционных линии → однозначный z. R∼1000–2700 предпочтительно (грассы/монтированные решётки) для разделения линий и проверки профилей (эллиптический профиль Lya vs узкая линия низкоz).
2) JWST NIRCam/medium‑band фотометрия:
- уточнить положение обрыва (dropout) и исключить пазовую линейную бустинг‑ситуацию за счёт узк/ср‑фильтров, увеличить спектральную достоверность SED.
3) ALMA наблюдения (линиями FIR и континуумом):
- поиск линии [OIII] 88 μm и/или [CII] 158 μm даст точную системную z (монохромная точность Δz≪0.01).
- при $z\approx 12$: [OIII]88μm → ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 88\mu \text{m}\times (1+z)\approx 88\times 13\approx 1144\mu \text{m}(\sim 1.14\text{mm})$ (ALMA Bands ~6–7), [CII]158μm → $\approx 158\times 13\approx 2054\mu \text{m}(\sim 2.05\text{mm})$ (ALMA Band ~4/5).
- детекция этих линий однозначно подтвердит z и даст информацию о металличности/пыле; отсутствие сильного [CII] возможно при очень низкой металличности, но [OIII]88 часто сильнее в ранней Вселенной.
4) JWST MIRI (если возможно): поиск перенесённых оптических линий ([OIII]5007, Hα) при ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\gtrsim 6\mu \text{m}$ — подтверждение непрерывности системы и линейные соотношения (но чувствительность MIRI ниже).
5) Наблюдения на ELT/TMT/GMT (земные 30‑м классы):
- глубокая высоко‑разрешающая near‑IR спектроскопия и адаптивная оптика для проверки морфологии (разрешение, квазизм. источник vs расширенный), детектирования слабых линий и кинематики; важны для исключения звёзд‑контаминантов и компактных низкоz эмиттеров.
6) Дополнительные проверки:
- глубокие оптичесные не‑детекции (HST/широкие оптические камеры) чтобы подтвердить dropout под Lyman.
- ревизия полей на наличие линзирующих массивов/галактик; измерение z для потенциального линзового объектов и моделирование усиления (если усиление сильное — корректировать оценку яркости/массы).
- повторные наблюдения для исключения переменности.
Критерий подтверждения «реального» высокого z
- детекция либо (A) сильного Lyman‑break (континуум падает на ожидаемой λ) + хотя бы одной согласующейся UV‑линии, либо (B) двух и более эмиссионных линий (включая один FIR‑луч в ALMA) дающих одинаковый redshift. Доп. поддержка: отсутствие оптических детекций, ALMA‑линии и непрерывность морфологии, отсутствие признаков foreground contaminant/stellar SED.
Резюме (коротко): сначала исключить артефакты, галактические коричневые карлики, низкоz пылевые/emission‑line интерлоперы и перекрытия; затем получить JWST‑спектры (NIRSpec R~1000), NIRCam medium‑band, ALMA‑линии ([OIII]88μm, [CII]158μm) и, при возможности, ELT‑спектроскопию и lens‑моделирование. Эти шаги дают надёжное подтверждение или опровержение $z\approx 12$.