你想找到宇宙中最遥远的物体吗？各种天文学家和天体物理学家也是如此。只有通过观察越来越远的距离——对应于宇宙中更接近热大爆炸的时代——我们才有希望发现我们的宇宙如何成长的观测证据：星系是如何形成、组装和产生我们在附近观察到的，在我们的现代宇宙中。传统上，我们这样做的方法是建造大型望远镜，收集大量的光，然后通过将其分解成不同的波长来分析这些光，以确定它在膨胀的宇宙中到底有多远。
今天，我们已知的最遥远的天体 是星系JADES-GS-z14-0 ，它是使用JWST的NIRCam和NIRSpec仪器在遥远宇宙的深场视图中发现和测量的。它具有一组非凡的属性：
它来自宇宙只有 2.85-2.9 亿年的历史，或仅为现在年龄的 2.1%，
它是明亮的，因为比宇宙最初~4亿年（到目前为止）发现的所有其他明亮星系的亮度高出四到五倍，
而且它已经相对较大了，估计空间范围约为1700光年。
它目前距离地球338亿光年，是迄今为止发现的最遥远的单个物体。
截至 2024 年年中， 前十大最遥远的天体中的所有十个 都是用 JWST 发现和测量的，大大超过了哈勃的旧极限。然而，JWST仍然有其自身的局限性，虽然它可能还会发现比这些星系更遥远的星系，但最早的恒星和星系将永远被它的眼睛看不见。这是为什么的科学。
我们发现并确认遥远星系存在的方法实际上非常简单，至少在天体物理学上是这样。您只需按照以下步骤操作即可。
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只要你能收集到光，你就会尽可能多地从特定的空间区域收集光。
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你首先在几个不同的滤光片中收集宽视场的光，以根据光出现和不出现的位置来识别超遥远的星系候选者。
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然后，你用光谱观察最有希望的超远候选者，在那里你以高分辨率将来自这个物体的光分解成它的各个波长，以精确地确定来自它的光到底有多「红移」。
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最后，根据收集到的数据、推断的引力透镜图和我们宇宙的已知特性，你可以确定这个星系的特性：例如它的年龄、亮度、距离和大小。
虽然这听起来很简单，但现实情况是，您可以收集的光——无论是在光量方面，还是在光的特性（即波长）方面——从根本上受到望远镜或天文台属性的限制。当我们并排观察哈勃太空望远镜和JWST时，我们可以立即看到三个主要区别。
这些差异是尺寸，如主镜（聚光）的尺寸，颜色，如应用于构成天文台的镜子和光学系统的彩色涂层，以及温度，这不那么容易看到，但却是望远镜设计和构造的一个组成部分。
对于哈勃望远镜，我们有一个直径为2.4米的主镜，这是一种反射涂层，颜色呈银白色，并针对反射光学光进行了优化，整个天文台都涂有高反射率涂层，以反射紫外线/可见光和红外线（热）光，这些光来自太阳（大约一半的时间照射在它身上）和地球（辐射热量仅500-600公里）离开）。
然而，对于JWST，我们有一个直径为6.5米的主镜，这是一种金色的反射涂层，经过优化，可以反射近红外和中红外光，而天文台本身距离地球很远（150万公里），并且始终通过一种称为遮阳伞的新型被动冷却技术与太阳隔绝。此外，JWST上的中红外仪器（MIRI）配备了一个额外的定制低温冷却器，可以主动将该特定仪器冷却到6至7 K，使其成为JWST最冷的部分。
就灵敏度而言，这些差异转化为这两个天文台的 一组令人难以置信的不同参数 。对于哈勃望远镜来说，它的最大分辨率为814nm（ 其目前的主要滤光片 之一，在可见光和近红外光之间的界面上，在相同波长 下，比旧的WFPC2相机的滤光片 进行了重大升级），为0.07角秒。它经历了极热（在阳光直射下）和极冷（在地球阴影下）的时期，但热毯和内部加热器将温度稳定在 70 °F （21 °C） 左右，使焦平面结构保持稳定形状，而小型致动器 可以稍微改变镜子的形状 ，以补偿变化。这使得哈勃望远镜能够以1.6到2.5微米的波长观察宇宙，但不能再看了，否则热噪声会淹没从远处物体收集的光。
同时，在相同的波长（814 nm）下，JWST的分辨率仅为0.026角秒：大约是哈勃望远镜的三倍。它的遮阳罩被动地将光学器件和内部仪器冷却到大约 ~40 K （-388 °F/-233 °C），允许观察最长为 5 微米（近红外）并一直到 28 微米（中红外），只要 MIRI 进一步冷却：到 6 或 7 K。除了波长覆盖范围和分辨率之外，更大的反射镜还为JWST带来了另一个巨大的优势：卓越的聚光能力。JWST只需一天的观测时间就可以收集到与哈勃望远镜在两周内收集的光一样多的光：七倍来自镜子的大小，另一个两倍来自哈勃花费50%的时间看到天空的任何部分被地球挡住。
这种超冷的温度——尤其是镜子（即望远镜的光学元件）非常冷的事实——是JWST相对于哈勃望远镜最重要的优势：能够探测、收集、测量和操纵更长波长的光。原因如下。我们通常认为固体物体是固体，并假设它们的形状不会随时间而改变。但即使是固体，如镜子，仍然会经历所谓的热波动：原子、分子，甚至作为镜子一部分的单个电子都被保持在正的、非零温度下的（热）能量激发。
那么，当光线进入并照射到这些镜子上时会发生什么？
这是要理解的关键。如果与每个光子中的能量相比，热波动很小，那么到达仪器的光将在很大程度上，只有少量的噪声，代表从遥远的宇宙收集的光。但是，如果热波动很大（或与每个光子中的能量相当），则到达仪器的光将非常嘈杂，因为来自遥远物体的「信号」将被这些热波动的噪声淹没。这是哈勃望远镜的限制因素，也是它成为一个低效、低效的天文台的原因，波长超过大约2微米。然而，JWST在中红外线深处仍然有效，波长约为~28微米。
这对宇宙以及我们测量和理解它的能力来说是极其重要的。原子和分子，无论它们在宇宙中的哪个位置，都是由相同的粒子组成的：质子、中子和电子。宇宙中的每个质子都与其他质子相同;你可以「交换」其中的任何两个，没有人能够测量或检测差异。（中子和电子也是如此。当你有一个特定物种的中性原子时——即，它的原子核中有一定数量的质子和中子，并且有许多电子来平衡来自质子的电荷——它总是表现出相同的光谱：一系列发射和/或吸收线在一组特定的波长下，这些波长是所讨论的原子种类所特有的。（这也适用于分子。
然而，当你观察宇宙中一个非常遥远的物体时，你不会观察到当时存在的原子的那些相同的光谱特征，即使它们确实与我们今天熟悉的原子相同。当光穿过膨胀的宇宙时，空间在填充宇宙的各种束缚结构（星系、星系群、星系团等）之间膨胀，光的波长随着空间的膨胀而延伸。当它到达我们的仪器时，它的波长已经比发射时长得多，越来越多的遥远物体经历了越来越多的宇宙膨胀，这表现为来自这些物体的光的红移。
这对遥远的星系来说意味着非凡的事情。当我们进行光度测量时，这是我们在哈勃超深场（HUDF）或JWST高级深部银河系外调查（JADES）等天空区域最常使用的「深度曝光」技术，我们正在做的是以下内容。
我们长时间探测天空的同一区域，在望远镜顶部使用特定的光度滤光片，只让光线从特定波长范围进入。
我们针对几种不同的光度滤光片执行此操作：短波长、中波长和长波长。
我们特别注意那些在短波长下不可见的物体，但这些物体只有在一些相对较长的波长阈值之后才会出现——而且看起来很亮。
正是这些物体，不会出现在短波长下，而是出现在较长波长下，是高红移、超遥远星系的最佳候选者。所有星系都含有大量的氢，当这些星系中的恒星发光时，它们会发出大量的紫外线、可见光和红外线。然而，宇宙中充满了中性原子：阻挡光的物质，如氢。当发射的星光穿过宇宙并遇到中性（主要是氢）原子云时，波长较短的光被吸收，只剩下较长波长的光。这就是为什么用光度法观察这些星系，并选择那些在短波长下不可见但在长波长下看起来很亮的星系，可以成为如此优秀的超遥远星系候选者。
但是候选星系和已确认的星系之间有很大的区别，区别在于光谱数据。通过光谱学获取超遥远星系候选星系的长时间曝光数据，我们可以收集光并将其分解成单独的波长。与光度法不同，光度法将给定波长范围内的所有光相加并给出累积量，光谱学具有非常精细的能量分辨率，可以揭示许多吸收和/或发射特征。虽然理想的光谱将显示许多对应于各种元素的线，但我们真正需要的只是一个主要特征来识别星系的红移（以及到星系的距离）： 莱曼断裂 。
当氢原子被激发（或电离然后重新形成）时，它们的电子会被提升到非常高的能级：脱离基态。然后它们自发地去激发到基态，发射出高能莱曼级数光子。原始的发光星系会发射出许多莱曼系列光子，但中间的气体和尘埃阻挡了所有波长较短的光：吸收了这些光。这只留下了一个短波长的波谷，所有的光在到达我们的眼睛之前都被吸收了，然后是一个明亮的峰值，对应于未阻塞（或较少阻塞）的莱曼-阿尔法线，该线在其余（实验室）帧中以 121.5 纳米精确地出现。通过测量这个莱曼-阿尔法特征，称为 莱曼断裂 ，我们可以测量莱曼-阿尔法特征的波长被「拉伸」了多少，因此，我们可以知道它的红移和距离是多少。
对于哈勃来说，它探测到的最高红移天体是星系 GN-z11 ，它的红移为10.6。要找出这对莱曼断裂意味着什么，只需将 121.5 纳米乘以 （1 + 红移），在这种情况下计算为 11.6，从而产生出现在大约 1400 纳米（1.4 微米）处的特征。可以肯定的是，这令人印象深刻，因为它表明在紫外线中发出的光已经从紫外线中延伸出来，进入光谱的可见部分，然后又延伸到光谱的可见部分，一直延伸到红外线。但是由于热噪声和相对较小的聚光能力，哈勃望远镜无法发现比这更遥远的星系。
但JWST可以走得更远。它目前的记录保持者 JADES-GS-z14-0 的红移为14.32，这意味着莱曼断裂特征出现在1860纳米（1.86微米）处，这甚至没有接近JWST的波长限制。它可以做到：
NIRCam 光度测量超过 4 微米，
MIRI光度测量（尽管分辨率较低）超过20微米，
以及在整个波长范围内使用NIRSpec或MIRI的光谱学。
即使我们假设NIRCam光度极限，如果我们在足够长的时间内收集足够的光，我们也应该能够看到星系一直到~40的红移，或~390亿光年的距离，以及宇宙只有~6400万年的时间。
然而，出于三个很好的理由，即使这样可能还不够。首先，最早的恒星可能比这更早形成;一些估计认为它们在 大爆炸后仅3000万年 ，红移为~65。其次，我们越早观察，就会有大量的光阻挡物质，在某些时候，它可能会阻止最初的紫外线传播到我们的望远镜，完全遮挡JWST的视野。第三，JWST实际收集的光量是有限的，无论哪种类型。它有一个固定的大小，它有许多不同的观察要进行，并且它有各种各样的观察策略可供选择。超过~20左右红移的星系可能永远看不见，至少在任何实际的、现实的意义上是这样。
然而，还有其他前景。早期的星光会激发和电离星际/星际介质中的氢原子。即使光被完全吸收，这些原子仍然会被电离，然后再次中性。当氢原子核和电子重新结合时，它们中的一半将（随机）排列它们的自旋， 当它们的自旋翻转时，它们发出的辐射 不会被吸收，但会一直传播到我们的眼睛，尽管是射频。可能需要 在月球背面的巨型射电望远镜 来探测到这些证据，但如果我们的目标是真正找到所有恒星和星系中的第一个恒星和星系，那么它可能需要这种进步，超越JWST的极限，以便将我们带到那里。
