За последние несколько лет самым далеким известным нам объектом становилась то галактика, то квазар, а его красное смещение приблизилось примерно к z=6.6. Была предложена программа поиска объектов с z>7. Проблемы поиска объектов на z~7 и дальше заключаются в следующем:
- все видимое излучение, вплоть до линии Lα и лаймановского скачка, перемещаются в инфракрасную область, где чувствительность приемников намного хуже, чем в оптике;
- - излучение далеких галактик очень слабо, как из-за космологических эффектов, так и из-за того, что молодые галактики на больших z гораздо меньше нашей (Млечного Пути), они больше напоминают Магеллановы Облака.
Первую проблему решает создание новых приемников и установка их на больших (8-10 м) телескопах. Размер телескопа помогает и в решении второй проблемы, но здесь есть еще одна возможность: гравитационные линзы. Поэтому поиск далеких галактик в предложенной программе должен был вестись в области сильного гравитационного линзирования - в центрах богатых Эйбловских скоплений галактик.
Наблюдения велись на одном из 8.2-метровых телескопов VLT в Чили (ESO), оснащенном спектрометром ISAAC. Первым объектов наблюдений было выбрано скопление Abell 1835. Сами наблюдения велись в два этапа: сначала выбирались объекты, которые видны в инфракрасных полосах J, H и K, а в оптических полосах V, R и I не излучают. Затем для выделенных объектов строились спектры. Наиболее удачным оказался объект под номерном #1916. На показанном вверху негативе этот объект отмечен. Прямая линия, нанесенная на фотографию, показывает положение щели спектрометра ISAAC. Одновременно измерялись спектры звезды фона (слева), близкой галактики поля (справа) и двух объектов #1916 (справа) и #2582 (в центре). Кроме того на снимке точками показаны критические кривые гравитационного линзирования (каустики) ядра скопления для z=10. Видно, что объект #1916 лежит именно на этой кривой. Снизу показаны фотографии области локализации данного объекта в оптическом и инфракрасном диапазонах. Спектр объекта #1916, восстановленный из данных 2D-спектроскопии, содержит только одну сильную линию с наблюдаемой длиной волны 1.337 микрон которая, вероятнее всего, соответствует линии Lα. Формальное сопоставление наблюдаемой и лабораторной длины волны линии (1215.67A) дает указанную в названии заметки величину красного смещения z=10.0. Более точное моделирование спектра этой далекой галактики в предположении о пониженном содержании тяжелых элементов (примерно 1/50 от Солнечной) говорит, что эта галактика лежит между 9<z<11.
