使用六個寬頻成像濾光片進行光度紅移測量的圖示（左）。 具有強烈光譜斷裂和多條發射線的模型星系的光譜以灰色顯示。 發光光和觀測光的波長分別沿頂部和底部列出。 光線已紅移（或拉伸）了 10 倍。 Nircam 濾光片的透射率和波長覆蓋範圍由彩色陰影區域顯示。 我們測量每個濾波器（圓圈）中的平均通量，並將這六個資料點擬合到一系列紅移下的不同星系模型，以確定星系在每個紅移下的概率。 這個星系最合適的光度紅移是9（當宇宙的年齡是55億年），但概率分布（右）覆蓋了7-11的紅移範圍（當宇宙的年齡為42 億對 77億年）。*公尺凱拉·巴格利（Michaela Bagley）。
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡的科學目標之一是了解早期宇宙中的星系如何形成並演變成更大的星系，就像我們自己的銀河系一樣。 這個目標要求我們識別宇宙歷史中不同時期的星系樣本，以探索它們的性質如何隨著時間的推移而演變。
我們請德克薩斯大學奧斯汀分校的博士後研究員公尺凱拉·巴格利（Micaela Bagley）解釋天文學家如何分析來自遙遠星系的光，並確定我們觀察到它們的“宇宙歷史的哪個位置”。
光在太空中傳播需要時間。 當來自遙遠星系（或太空中的任何東西）的光到達我們時，我們會看到那個星系曾經是什麼樣子。 為了確定過去的“時間”，我們使用銀河系的紅移。
紅移告訴我們，當光到達我們時，由於宇宙的膨脹，它被拉伸到更長的波長。 我們可以使用星系光譜中的特徵來計算紅移，這是一種按波長漫射來自目標的光的觀測結果，本質上是以非常小的間隔對光進行取樣。 我們可以測量發射線和光譜中斷（特定波長下光強度的突然變化），並將其觀察到的波長與已知的發射波長進行比較。
識別星系的最有效方法之一是通過成像，例如使用天文台的Nircam（近紅外相機）儀器。 我們使用多個濾鏡來捕捉影象，這些影象從幾種不同顏色的物體中收集光線。 當我們在光度或影象中測量星系的亮度時，我們是在測量濾光片透射的整個波長範圍內物體的平均亮度。 我們可以用 NirCam 的寬頻成像濾光片觀察星系，但每 03-1.在0微公尺的每次測量中都隱藏著很多細節。
然而，我們可以開始限制星系光譜的形狀。 光譜的形狀受到多種特性的影響，包括銀河系中正在形成多少顆恆星，其中有多少塵埃，以及銀河系的光中發生了多少紅移。 我們將每個濾光片中測量到的星系亮度與一組跨越一系列紅移特性的星系模型的亮度進行了比較。 根據模型對資料的擬合程度，我們可以確定星系處於給定紅移或“歷史時刻”的概率。 通過該分析確定的最佳擬合紅移稱為光度紅移。
2022 年 7 月，該團隊使用來自 CEERS 調查的 NIRCAM 影象確定了兩個光度紅移大於 11 的星系（當宇宙小於 42億年）。美國宇航局的哈勃太空望遠鏡觀測沒有探測到這兩個物體，因為它們要麼太暗，要麼只能在哈勃靈敏度之外的波長下探測到。 對於新望遠鏡來說，這些都是非常令人興奮的發現。
在早期NIRCAM成像中發現的兩個星系的光度紅移為115 和 164（當時，宇宙大約是 39 億年和 24億年）。對於每個星系，該團隊在頂部的所有可用濾光片中顯示影象切口、觀測到的光度測量、最佳擬合星系模型和光度紅移概率分布。 上圖——Donnan 等人（2023 年）。
然而，星系的光度紅移在某種程度上是不確定的。 例如，我們可能能夠確定濾光片中是否存在光譜中斷，但無法確定中斷的精確波長。 雖然我們可以根據光度建模估計最佳擬合紅移，但由此產生的概率分布通常很寬。
此外，具有不同紅移的星系在寬頻濾光片中可能具有相似的顏色，因此很難僅根據光度來區分它們的紅移。 例如，紅移小於5（或宇宙年齡為11億年或更長時間）的紅塵星系和銀河系中的冷恆星有時可以模仿相同顏色的高紅移星系。 因此，我們認為所有基於發光紅移選擇的星系都是高紅移候選者，直到我們能夠獲得更精確的紅移。
我們可以通過獲得光譜來確定星系的更精確的紅移。 如下圖所示，當我們以更精細的波長步長測量星系的光度測量值時，我們對紅移概率分布的計算得到了改進。 當我們從使用寬頻濾光片成像（上圖）轉向使用更窄的濾光片（中圖）到光譜（下圖）時，概率分布會變窄。 在最下面一行，我們可以開始剪下特定特徵，例如最左邊的光譜斷裂和發射線，以獲得非常精確的紅移概率分布——光譜紅移。
該圖說明了當我們在更精細的波長步長下測量星系的光度測量值時，紅移概率分布（右）是如何變窄的。 *公尺凱拉·巴格利（Michaela Bagley）。
2023 年 2 月，CEERS 團隊使用天文台的 NIRSPEC（近紅外光譜儀）儀器跟進了他們的高紅移候選儀器，以測量精確的光譜紅移。 乙個候選者（麥茜的星系）已被確認處於紅移114（當宇宙的年齡為3時。9億年），而第二個候選者被發現實際上是在4紅移較低，為9（當宇宙年齡為12億年時）。
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在 redshift 11 中使用 NIRSPEC 儀器5 和 16在4點鐘位置，對兩個候選星系進行了光譜觀測。 頂行左邊是梅茜的星系，它被證實在11點紅移44（或宇宙中約3。9億年）。該紅移基於對右側面板右上行中由垂直虛線標記的光譜斷裂的檢測。 底行顯示了 Donnan 等人 （2023） 的候選物，發現其紅移為 4，具有強雙離子氧 （[OIII]） 和氫 （H） 發射線9。**圖 2 和圖 3 由 Arrabal Haro 等人（2023 年）繪製。
即使我們發現高紅移候選者實際上是乙個低紅移星系，那也將非常令人興奮。 它們使我們能夠更多地了解星系中的條件以及這些條件影響其光度測量的方式，改進我們的星系光譜模型，並限制所有紅移星系的演化。 然而，他們也強調了獲得光譜以確認高紅移候選者的必要性。