Краткий план наблюдательной программы для детекции Lyman‑α от протогалактик при $z\approx 7\text{–}9$.
1) Целевой спектральный диапазон
- Формула перехода: ${\lambda }_{\mathrm{obs}}={\lambda }_{\mathrm{Ly}\alpha }(1+z)$, где ${\lambda }_{\mathrm{Ly}\alpha }=1215.67\text{A˚}$.
- Для $z\approx 7\text{–}9$: ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 1215.67(1+7)\text{A˚}$ … $1215.67(1+9)\text{A˚}$, т.е. примерно ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 9725\text{A˚}$ ($0.97\mu \text{m}$) — $\approx 12157\text{A˚}$ ($1.22\mu \text{m}$). Это попадает в ближний ИК: Y и нижнюю часть J‑полосы.
2) Выбор инструментов
- Космические (предпочтительно для чувствительности и отсутствия атмосферы):
- JWST NIRSpec (MOS/, IFS): диапазон $0.6\text{–}5.3\mu \text{m}$, режимы разрешения $R\sim 100\text{–}2700$. Рекомендация: NIRSpec medium/high ($R\sim 1000\text{–}2700$) для точного профиля линии и избежания контаминации.
- JWST NIRCam grism или NIRISS для широких обзоров/слитлес‑спектроскопии.
- Наземные (высокое разрешение, AO, крупный телескоп):
- Keck/MOSFIRE (Y,J): многоместная глубокая спектроскопия (нет AO, но хорошая чувствительность).
- Keck/OSIRIS, VLT/ERIS(=SPIFFIER), ELT/HARMONI, TMT/IRIS — IFS с AO для детального пространственно‑спектрального анализа (критично для малых угловых размеров).
- Для массовых обследований — Subaru/MOIRCS, VLT/KMOS (IFU).
- Дополнение: ALMA для получения системной скорости по линиям FIR ([CII], [OIII]) — критично для интерпретации Lya (см. далее).
3) Режимы спектроскопии и разрешение
- Наземные: выбрать $R\gtrsim 3000$ (лучше $R\sim 3000\text{–}5000$) чтобы разделять линию от OH‑лесa и ставить линию между атмосферными OH‑пиками.
- JWST: среднее разрешение ($R\sim 1000\text{–}2700$) достаточно из‑за отсутствия telluric/OH фонa; при необходимости высокий R для формы профиля.
- Интеграции: глубокие экспозиции. Оценка порядка: наземные — суммарно $\gtrsim 10$ часов на объект в хороших условиях; JWST — $\sim 2\text{–}10$ часов в зависимости от ожидаемого потока.
4) Учёт атмосферы и выбор окон
- Основные земляные окна: Y ($\sim 0.97\text{–}1.07\mu \text{m}$), J ($\sim 1.15\text{–}1.35\mu \text{m}$). Lya при $z\approx 7\text{–}9$ лежит в Y–нижней J.
- Избегать попадания линии на сильную OH‑мультиплету: заранее рассчитывать ${\lambda }_{\mathrm{obs}}$ для фотометрического $z$ и настраивать центральную длину волны/сетку грэйтинга так, чтобы линия лежала в «междустрочном» окне.
- Использовать высокое R для «вырезания» между OH линиями, короткие экспозиции с частым переключением положения (ABBA/nodding) для качественного вычитания неба.
- Коррекция поглощения атмосферы: наблюдать стандартные звездные эталоны для telluric‑коррекции; минимизировать воздухопуть ($\sec z$).
5) Учёт поглощения в межгалактическом веществе (IGM)
- При $z\gtrsim 6$ IGM частично нейтрален → сильное поглощение синей части профиля Lya (Gunn–Peterson, damping wing). Ожидаем:
- уменьшение общего потока линии (фактор зависит от нейтральной фракции и местной среды);
- характерную асимметрию (усечение/подавление синей стороны и красный сдвиг).
- Меры:
- моделировать трансмиссию IGM $T_{\mathrm{IGM}}(\lambda ,z)$ и применять к моделям профиля при подборе интеграций и верхних пределов потока.
- получать системную красную скорость из ALMA ([CII], [OIII]) или других немезонных линий, чтобы знать ожидаемую скоростную оффсет‑зону (выход Lya часто красно смещён на $\Delta v\sim 100\text{–}500{\text{km s}}^{-1}$).
- при анализе учитывать возможное полное подавление линии для сильно нейтральной IGM.
6) Критерии достоверности сигнала (checklist)
- Сигнал по интегральному потоку: ${S/N}_{\mathrm{line}}\ge 5$ (интегрированная по профиль). Для первичного кандидата допускается $S/N\ge 3$ с обязательным последующим подтверждением.
- Линейный профиль: асимметрия, характерная для Lya (усечение синей стороны, красный хвост). Оценка с помощью моментного анализа/фитинга (skewness>0).
- Проверка на совпадение с линиями неба: линия не должна совпадать с сильной OH‑линей или её остатками (проверка 2D‑спектра и контрольных пикселей).
- Пространственная корреляция: 2D‑сигнал должен совпадать по координатам с оптическим/ИК источником (положение и размер).
- Наличие согласия с фотометрическим $z_{\mathrm{phot}}$: $|z_{\mathrm{spec}}-z_{\mathrm{phot}}|$ в пределах оценочной погрешности фотозадавания; если есть ALMA, системный $z_{\mathrm{sys}}$ должен согласовываться по смещению Lya.
- Повторяемость: подтверждение в независимых наборах данных/инструментах (например, JWST и наземный спектр, или два наборa наблюдений).
- Статистические тесты: инжекция и восстановление синтетических линий (recovery tests) и оценка ложноположительной частоты; тестирование «обратного» спектра на предмет артефактов.
- Дополнительные линии: поиск других UV‑линий (CIV, HeII, OIII]) если возможно — усилит уверенность, хотя для протогалактик эти линии часто слабые.
7) Тактический рабочий план (коротко)
- Предварительный отбор: глубокая фотометрия и phot‑z, Lyman‑break кандидаты с мощным LBG‑фильтром; отбираем объекты с $z_{\mathrm{phot}}$ так, чтобы ${\lambda }_{\mathrm{Ly}\alpha }$ попала в чистое атмосферное окно.
- Первичное подтверждение: MOSFIRE/Keck или JWST NIRSpec (в зависимости от ресурсов) для детекции линии; использовать $R\gtrsim 3000$ на земле, JWST medium R в космосе.
- Параллельно/после: ALMA для системного z по [CII]/[OIII] и оценки скорости ветра и физических условий.
- Подтверждение: повторные наблюдения и/или независимый инструмент; проведение recovery tests и полное моделирование IGM‑передачи.
8) Итоговые рекомендации
- Для максимальной уверенности и минимального риска — приоритет JWST NIRSpec (из‑за отсутствия атмосферы) + ALMA для системного z.
- Если наземно: тщательный подбор по фот‑z, высокий $R$ ($\gtrsim 3000$), длинные интеграции ($\gtrsim 10$ часов) и AO/IFS для уточнения положения источника и снижения неба.
- Строгие критерии достоверности: $S/N\ge 5$, профиль с красной асимметрией, несовпадение с OH, пространственное соответствие и подтверждение системного z либо повторное наблюдение.
Если нужно, могу дать пример расчёта конкретных длин волн и подбор грейтинга/окна для набора ваших целей (пришлите список $z_{\mathrm{phot}}$ или координат).