Кратко: наземные большие оптические телескопы $30\text{–}40\mathrm{m}$ и космические инфракрасные обсерватории дополняют друг друга при изучении ранних галактик $(z>10)$. Земля выигрывает по светосиле и по пространственному разрешению (с АО) в ближней ИК, космос — по доступному диапазону волн, по низкому фоновому уровню и по стабильности для спектроскопии в средне‑ и дальней ИК. Ниже — сжатое сравнение с ключевыми ограничениями и ожидаемыми открытиями.
Ограничения атмосферы и теплового фона
- Пропускание и линии поглощения: атмосферные молекулы (H${}_2$O, CO${}_2$, O${}_3$ и т.д.) разрушают непрерывность спектра — остаются узкие прозрачные окна (Y, J, H, K и частично L, M). Между ними сильные полосы поглощения.
Формула наблюдаемой длины волны для линии: ${\lambda }_{\mathrm{obs}}={\lambda }_{\mathrm{rest}}(1+z)$. Например, для Lyman‑$\alpha$: ${\lambda }_{\mathrm{obs}}=1216(1+z)\mathring{\mathrm{A}}$; при $z=10$ это $\approx 13376\mathring{\mathrm{A}}\approx 1.34\mu \mathrm{m}$.
- Ночного неба (OH‑свечение): сильные воздушные линии в ближней ИК повышают фон и ухудшают чувствительность для слабых линий и континуума.
- Тепловой фон от атмосферы и телескопа: фон стремительно растёт с длиной волны; для «тёплых» (ненужных охлождённых) наземных систем фон доминирует уже за $\sim 2\text{–}2.5\mu \mathrm{m}$ и делает очень трудной съемку в средне‑ИК. В космосе (охлаждённые телескопы, отсутствие атмосферы) фон ниже на многие порядки в средне/дальней ИК.
- Переменная прозрачность и требование корректировки теллурических линий усложняют точную калибровку спектров и фотометрии.
Преимущества наземных больших телескопов $30\text{–}40\mathrm{m}$ - Огромная собирающая площадь $\propto D^2$ — высокая фотонная чувствительность.
- Высокое пространственное разрешение с адаптивной оптикой (АО), приближающееся к дифракционному: $\theta \approx 1.22\frac{\lambda }{D}$. Например, при $\lambda =2\mu \mathrm{m}$ и $D=30\mathrm{m}$ $\theta \sim 1.7\times 10^{-2}\mathrm{arcsec}$.
- Возможность высокоразрешённой спектроскопии в ближней ИК ($\lambda \lesssim 2.2\text{–}2.5\mu \mathrm{m}$) — изучение Lyman‑$\alpha$, UV‑линий, kinematics (сдвиг/ширина линий), пространственное разрешение снимков (размеры и структура галактик).
- Для точечных источников в диапазоне окон атмосферы с хорошей АО фон на резольв. элементе уменьшается, что улучшает S/N.
Ограничения наземных телескопов по науке для $z>10$ - Многие ключевые оптические/небулярные линии (например, [O III] $5007\mathring{\mathrm{A}}$, H$\alpha$ $6563\mathring{\mathrm{A}}$) при $z>10$ смещаются в среднюю ИК:
${\lambda }_{\mathrm{obs}}([\mathrm{O}\mathrm{III}])\approx 5007(1+z)\mathring{\mathrm{A}}$, при $z=10$ $\approx 5.51\mu \mathrm{m}$; H$\alpha$ при $z=10$ $\approx 7.22\mu \mathrm{m}$. Эти диапазоны практически недоступны с земли из‑за теплового фона и атмосферы.
- Сильный фон и теллурические линии ограничивают глубину спектроскопии и точность измерения слабых эмиссионных линий и континуума.
Преимущества космических инфракрасных обсерваторий
- Отсутствие атмосферы → высокая пропускная способность и ровный, низкий фон в широкой ИК‑полосе (ближняя — средняя — дальняя ИК), особенно если телескоп охлаждён (как JWST, MIRI). Это критично для детекции слабых континуумов и средне‑ИК линий ([O III], H$\alpha$, сильные небулярные линии).
- Полный спектральный охват нужных диагностических линий от $\sim 1\mu \mathrm{m}$ до $\sim 20\text{–}30\mu \mathrm{m}$ (в зависимости от инструмента) без теллурических и температурных ограничений.
- Стабильная точечная функция рассеяния (PSF) и точное фоновое подавление — важны для глубокой фотометрии и спектроскопии.
- Возможность прямого изучения пыли, молекулярных и средне‑ИК линий и измерения металличесости и физических условий в галактиках на $z>10$.
Ожидаемые открытия и задачи, которые решаются каждой площадкой
- Наземные $30\text{–}40\mathrm{m}$:
- подтверждение кандидат‑галактик $z>10$ через Lyman‑$\alpha$ и UV‑линии в прозрачных окнах; измерение красshiftов, кинематических профилей, динамических масс; пространственное разрешение малых размеров и структур; глубокая спектроскопия и подробная изучение самых ярких/лучшe подходящих объектов.
- детальные исследования сильных вспышек звездообразования, ближайших к нам «первых» галактик в UV/ближней ИК.
- Космические ИК‑обсерватории (JWST и будущие холодные миссии):
- обнаружение и спектральная характеристика слабых объектов в средне‑ИК, включающая ключевые небулярные линии ([O III], H$\beta$, H$\alpha$) — определения металличесости, ионизационного параметра, удельной скорости звездообразования, наличия/количества пыли.
- изучение вклада ранних галактик в реионзацию (ионизирующая эффективность), массовая функция и фотометрические LFs на самых высоких $z$.
- обнаружение «первой» пыли, AGN и теплового излучения от звёздообразования в средне/дальней ИК.
Синергия и дополнения
- ALMA (sub‑mm) и другие радиоинструменты дополняют: наблюдение [C II] $158\mu \mathrm{m}$ и пылевого континуума (для $z>10$ переходит в мм‑диапазон, доступный ALMA) — важнейшая часть картины, доступная с Земли.
- Лучшие результаты ожидаются в комбинации: широкие глубокие обзоры космоса (JWST, будущие миссии, Roman для широкого поля) для поиска кандидатов и оценки статистики; последующая детальная высокоразрешённая спектроскопия и визуализированные исследования ярких объектов на больших наземных телескопах.
Короткая сводка чувствительности/диапазонов
- Наземные $30\text{–}40\mathrm{m}$: оптимальны в $\lambda \lesssim 2.2\text{–}2.5\mu \mathrm{m}$ (высокое разрешение, AO) — отличны для Lyman‑$\alpha$, UV‑спектров; средне‑ИК — ограничен тепловым фоном.
- Космос: покрывает $\sim 1\text{–}>5\text{–}10\mu \mathrm{m}$ при низком фоне — необходим для измерений rest‑optical линий при $z>10$, пыли, неоновых/молекулярных признаков.
Итог: атмосфера и тепловой фон сильно ограничивают земные возможности за $\sim 2.5\mu \mathrm{m}$, но большие земные телескопы с АО будут ключевыми для подтверждения и детализации UV/ближне‑ИК свойств ранних галактик и для пространственно‑разрешимой физики. Космические охлождённые ИК‑обсерватории незаменимы для изучения rest‑optical и средне‑ИК диагностик (металличность, H$\alpha$, [O III\)) у галактик на $z>10$. Ожидаются открытия: массовые функции и пространственное распределение первых галактик, физика звездообразования и химической эволюции, роль галактик в реионзации и раннее появление пыли/AGN.