你想找到宇宙中最遙遠的物體嗎？各種天文學家和天體物理學家也是如此。只有透過觀察越來越遠的距離——對應於宇宙中更接近熱大爆炸的時代——我們才有希望發現我們的宇宙如何成長的觀測證據：星系是如何形成、組裝和產生我們在附近觀察到的，在我們的現代宇宙中。傳統上，我們這樣做的方法是建造大型望遠鏡，收集大量的光，然後透過將其分解成不同的波長來分析這些光，以確定它在膨脹的宇宙中到底有多遠。
今天，我們已知的最遙遠的天體 是星系JADES-GS-z14-0 ，它是使用JWST的NIRCam和NIRSpec儀器在遙遠宇宙的深場檢視中發現和測量的。它具有一組非凡的內容：
它來自宇宙只有 2.85-2.9 億年的歷史，或僅為現在年齡的 2.1%，
它是明亮的，因為比宇宙最初~4億年（到目前為止）發現的所有其他明亮星系的亮度高出四到五倍，
而且它已經相對較大了，估計空間範圍約為1700光年。
它目前距離地球338億光年，是迄今為止發現的最遙遠的單個物體。
截至 2024 年年中， 前十大最遙遠的天體中的所有十個 都是用 JWST 發現和測量的，大大超過了哈伯的舊極限。然而，JWST仍然有其自身的局限性，雖然它可能還會發現比這些星系更遙遠的星系，但最早的恒星和星系將永遠被它的眼睛看不見。這是為什麽的科學。
我們發現並確認遙遠星系存在的方法實際上非常簡單，至少在天體物理學上是這樣。您只需按照以下步驟操作即可。
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只要你能收集到光，你就會盡可能多地從特定的空間區域收集光。
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你首先在幾個不同的濾光片中收集寬視場的光，以根據光出現和不出現的位置來辨識超遙遠的星系候選者。
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然後，你用光譜觀察最有希望的超遠候選者，在那裏你以高分辨率將來自這個物體的光分解成它的各個波長，以精確地確定來自它的光到底有多「紅移」。
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最後，根據收集到的數據、推斷的重力透鏡圖和我們宇宙的已知特性，你可以確定這個星系的特性：例如它的年齡、亮度、距離和大小。
雖然這聽起來很簡單，但現實情況是，您可以收集的光——無論是在光量方面，還是在光的特性（即波長）方面——從根本上受到望遠鏡或天文台內容的限制。當我們並排觀察哈伯太空望遠鏡和JWST時，我們可以立即看到三個主要區別。
這些差異是尺寸，如主鏡（聚光）的尺寸，顏色，如套用於構成天文台的鏡子和光學系統的彩色塗層，以及溫度，這不那麽容易看到，但卻是望遠鏡設計和構造的一個組成部份。
對於哈勃望遠鏡，我們有一個直徑為2.4米的主鏡，這是一種反射塗層，顏色呈銀白色，並針對反射光學光進行了最佳化，整個天文台都塗有高反射率塗層，以反射紫外線/可見光和紅外線（熱）光，這些光來自太陽（大約一半的時間照射在它身上）和地球（輻射熱量僅500-600公裏）離開）。
然而，對於JWST，我們有一個直徑為6.5米的主鏡，這是一種金色的反射塗層，經過最佳化，可以反射近紅外和中紅外光，而天文台本身距離地球很遠（150萬公裏），並且始終透過一種稱為遮陽傘的新型被動冷卻技術與太陽隔絕。此外，JWST上的中紅外儀器（MIRI）配備了一個額外的客製低溫冷卻器，可以主動將該特定儀器冷卻到6至7 K，使其成為JWST最冷的部份。
就靈敏度而言，這些差異轉化為這兩個天文台的 一組令人難以置信的不同參數 。對於哈勃望遠鏡來說，它的最大分辨率為814nm（ 其目前的主要濾光片 之一，在可見光和近紅外光之間的界面上，在相同波長 下，比舊的WFPC2相機的濾光片 進行了重大升級），為0.07角秒。它經歷了極熱（在陽光直射下）和極冷（在地球陰影下）的時期，但熱毯和內部加熱器將溫度穩定在 70 °F （21 °C） 左右，使焦平面結構保持穩定形狀，而小型致動器 可以稍微改變鏡子的形狀 ，以補償變化。這使得哈勃望遠鏡能夠以1.6到2.5微米的波長觀察宇宙，但不能再看了，否則熱雜訊會淹沒從遠處物體收集的光。
同時，在相同的波長（814 nm）下，JWST的分辨率僅為0.026角秒：大約是哈勃望遠鏡的三倍。它的遮陽罩被動地將光學器件和內部儀器冷卻到大約 ~40 K （-388 °F/-233 °C），允許觀察最長為 5 微米（近紅外）並一直到 28 微米（中紅外），只要 MIRI 進一步冷卻：到 6 或 7 K。除了波長覆蓋範圍和分辨率之外，更大的反射鏡還為JWST帶來了另一個巨大的優勢：卓越的聚光能力。JWST只需一天的觀測時間就可以收集到與哈勃望遠鏡在兩周內收集的光一樣多的光：七倍來自鏡子的大小，另一個兩倍來自哈伯花費50%的時間看到天空的任何部份被地球擋住。
這種超冷的溫度——尤其是鏡子（即望遠鏡的光學元件）非常冷的事實——是JWST相對於哈勃望遠鏡最重要的優勢：能夠探測、收集、測量和操縱更長波長的光。原因如下。我們通常認為固體物體是固體，並假設它們的形狀不會隨時間而改變。但即使是固體，如鏡子，仍然會經歷所謂的熱波動：原子、分子，甚至作為鏡子一部份的單個電子都被保持在正的、非零溫度下的（熱）能量激發。
那麽，當光線進入並照射到這些鏡子上時會發生什麽？
這是要理解的關鍵。如果與每個光子中的能量相比，熱波動很小，那麽到達儀器的光將在很大程度上，只有少量的雜訊，代表從遙遠的宇宙收集的光。但是，如果熱波動很大（或與每個光子中的能量相當），則到達儀器的光將非常嘈雜，因為來自遙遠物體的「訊號」將被這些熱波動的雜訊淹沒。這是哈勃望遠鏡的限制因素，也是它成為一個低效、低效的天文台的原因，波長超過大約2微米。然而，JWST在中紅外線深處仍然有效，波長約為~28微米。
這對宇宙以及我們測量和理解它的能力來說是極其重要的。原子和分子，無論它們在宇宙中的哪個位置，都是由相同的粒子組成的：質子、中子和電子。宇宙中的每個質子都與其他質子相同;你可以「交換」其中的任何兩個，沒有人能夠測量或檢測差異。（中子和電子也是如此。當你有一個特定物種的中性原子時——即，它的原子核中有一定數量的質子和中子，並且有許多電子來平衡來自質子的電荷——它總是表現出相同的光譜：一系列發射和/或吸收線在一組特定的波長下，這些波長是所討論的原子種類所特有的。（這也適用於分子。
然而，當你觀察宇宙中一個非常遙遠的物體時，你不會觀察到當時存在的原子的那些相同的光譜特征，即使它們確實與我們今天熟悉的原子相同。當光穿過膨脹的宇宙時，空間在填充宇宙的各種束縛結構（星系、星系群、星系團等）之間膨脹，光的波長隨著空間的膨脹而延伸。當它到達我們的儀器時，它的波長已經比發射時長得多，越來越多的遙遠物體經歷了越來越多的宇宙膨脹，這表現為來自這些物體的光的紅移。
這對遙遠的星系來說意味著非凡的事情。當我們進行光度測量時，這是我們在哈伯超深場（HUDF）或JWST高級深部銀河系外調查（JADES）等天空區域最常使用的「深度曝光」技術，我們正在做的是以下內容。
我們長時間探測天空的同一區域，在望遠鏡頂部使用特定的光度濾光片，只讓光線從特定波長範圍進入。
我們針對幾種不同的光度濾光片執行此操作：短波長、中波長和長波長。
我們特別註意那些在短波長下不可見的物體，但這些物體只有在一些相對較長的波長閾值之後才會出現——而且看起來很亮。
正是這些物體，不會出現在短波長下，而是出現在較長波長下，是高紅移、超遙遠星系的最佳候選者。所有星系都含有大量的氫，當這些星系中的恒星發光時，它們會發出大量的紫外線、可見光和紅外線。然而，宇宙中充滿了中性原子：阻擋光的物質，如氫。當發射的星光穿過宇宙並遇到中性（主要是氫）原子雲時，波長較短的光被吸收，只剩下較長波長的光。這就是為什麽用光度法觀察這些星系，並選擇那些在短波長下不可見但在長波長下看起來很亮的星系，可以成為如此優秀的超遙遠星系候選者。
但是候選星系和已確認的星系之間有很大的區別，區別在於光譜數據。透過光譜學獲取超遙遠星系候選星系的長時間曝光數據，我們可以收集光並將其分解成單獨的波長。與光度法不同，光度法將給定波長範圍內的所有光相加並給出累積量，光譜學具有非常精細的能量分辨率，可以揭示許多吸收和/或發射特征。雖然理想的光譜將顯示許多對應於各種元素的線，但我們真正需要的只是一個主要特征來辨識星系的紅移（以及到星系的距離）： 萊曼斷裂 。
當氫原子被激發（或電離然後重新形成）時，它們的電子會被提升到非常高的能階：脫離基態。然後它們自發地去激發到基態，發射出高能萊曼級數光子。原始的發光星系會發射出許多萊曼系列光子，但中間的氣體和塵埃阻擋了所有波長較短的光：吸收了這些光。這只留下了一個短波長的波谷，所有的光在到達我們的眼睛之前都被吸收了，然後是一個明亮的峰值，對應於未阻塞（或較少阻塞）的萊曼-Alpha線，該線在其余（實驗室）幀中以 121.5 納米精確地出現。透過測量這個萊曼-Alpha特征，稱為 萊曼斷裂 ，我們可以測量萊曼-Alpha特征的波長被「拉伸」了多少，因此，我們可以知道它的紅移和距離是多少。
對於哈伯來說，它探測到的最高紅移天體是星系 GN-z11 ，它的紅移為10.6。要找出這對萊曼斷裂意味著什麽，只需將 121.5 納米乘以 （1 + 紅移），在這種情況下計算為 11.6，從而產生出現在大約 1400 納米（1.4 微米）處的特征。可以肯定的是，這令人印象深刻，因為它表明在紫外線中發出的光已經從紫外線中延伸出來，進入光譜的可見部份，然後又延伸到光譜的可見部份，一直延伸到紅外線。但是由於熱雜訊和相對較小的聚光能力，哈勃望遠鏡無法發現比這更遙遠的星系。
但JWST可以走得更遠。它目前的記錄保持者 JADES-GS-z14-0 的紅移為14.32，這意味著萊曼斷裂特征出現在1860納米（1.86微米）處，這甚至沒有接近JWST的波長限制。它可以做到：
NIRCam 光度測量超過 4 微米，
MIRI光度測量（盡管分辨率較低）超過20微米，
以及在整個波長範圍內使用NIRSpec或MIRI的光譜學。
即使我們假設NIRCam光度極限，如果我們在足夠長的時間內收集足夠的光，我們也應該能夠看到星系一直到~40的紅移，或~390億光年的距離，以及宇宙只有~6400萬年的時間。
然而，出於三個很好的理由，即使這樣可能還不夠。首先，最早的恒星可能比這更早形成;一些估計認為它們在 大爆炸後僅3000萬年 ，紅移為~65。其次，我們越早觀察，就會有大量的光阻擋物質，在某些時候，它可能會阻止最初的紫外線傳播到我們的望遠鏡，完全遮擋JWST的視野。第三，JWST實際收集的光量是有限的，無論哪種類別。它有一個固定的大小，它有許多不同的觀察要進行，並且它有各種各樣的觀察策略可供選擇。超過~20左右紅移的星系可能永遠看不見，至少在任何實際的、現實的意義上是這樣。
然而，還有其他前景。早期的星光會激發和電離星際/星際介質中的氫原子。即使光被完全吸收，這些原子仍然會被電離，然後再次中性。當氫原子核和電子重新結合時，它們中的一半將（隨機）排列它們的自旋， 當它們的自旋翻轉時，它們發出的輻射 不會被吸收，但會一直傳播到我們的眼睛，盡管是射頻。可能需要 在月球背面的巨型射電望遠鏡 來探測到這些證據，但如果我們的目標是真正找到所有恒星和星系中的第一個恒星和星系，那麽它可能需要這種進步，超越JWST的極限，以便將我們帶到那裏。
