先找短波长一侧的缺口
深空图像里，每个小亮斑都只占很少几个像素。附近的暗星和遥远的星系，都可能看起来又小又弱。如果逐个取得高质量光谱，要花很多观测时间。研究者先想办法，让更可能遥远的目标排到前面。
他们利用氢对紫外光的吸收。星系本来的谱可以在较长的紫外波段延续，到了短波长一侧却陡然变弱。宇宙膨胀把整段光谱拉向长波长，这道缺口也跟着移动。选好几块滤光片，就能检查缺口是否落在相邻波段之间。
当时使用的紫外与可见光颜色选择，主要瞄准红移约三的星系。红移三表示，一段发射时的波长到达我们这里时拉长到四倍。今天讨论更远的早期星系时，寻找缺口的波段还要继续向红外移动。
对应阅读：Steidel et al. (1996) · Hogg (1999)
光谱把一种颜色解释变成距离测量
Keck上的LRIS仪器把候选目标的光按波长展开。研究者不再只有几块宽波段里的亮度，而是能比较光谱中多处吸收和发射特征的位置。一组特征若按同一个倍数移动，就能共同指向一个红移。
一九九六年发表的论文列出了十六个成星星系，光谱红移从三点零一到三点四三。颜色让它们进入候选名单，光谱则给出了更细的识别。两步连在一起，才把深图中的一些小亮斑，变成了可以研究的一类遥远星系。
这类挑选尤其擅长发现紫外光仍然明显的成星源。尘埃遮挡、光谱形状不同和信号太弱，都会影响谁进入名单。人们后来用这些样本讨论星系形成时，也要带着当初的选择条件。
更远的缺口移进红外滤光片
把目标放得更远，波长拉伸得更多。原来在紫外的结构，可以出现在近红外。JWST的NIRCam提供多块不同透光范围的滤光片，研究者把同一片天空在不同波段的图放在一起，寻找哪里开始有光、哪里变弱。
滤光片并不像一根针，只测一个精确波长。每块都接收一段波长，边缘和内部的透光效率也不同。一个缺口正在移过通带时，该波段通常逐渐变暗。邻近波段共同决定我们看到的颜色。
这时还有一个朴素检查：在蓝端看不见，较红的波段也要有足够可信的亮斑。若所有图里都只剩噪声，缺光本身就没有告诉我们一个源有多远。
对应阅读：STScI · Hogg (1999)
把同样的光摊开，亮斑就难找了
光经过滤光片之后，还得落到一个个像素里。想象把同一勺颜料点成一个小圆点，或薄薄铺成一大片。总量可以相同，每小块里的量却很不同。星系的尺寸也会改变它的光怎样分到带噪声的像素上。
一个受控成像例子把半光半径从零点三千秒差距增到一点二千秒差距。半光半径是圈住总光量一半的半径。两个源在同一红外通带里的输入总通量相同，较大的那个却把光分到更多像素，还把一部分送出了有限视场。
知道位置和形状时，我们仍能估计总光量，只是误差变大。若连位置也要从图里找，一团很浅的光更可能先被当成背景。这种漏选，会偏向留下紧凑而容易看清的源。
对应阅读：Sandbox Physics
计数表也带着筛选的痕迹
找到一批目标后，天文学家还想知道：在某段红移和亮度范围里，这一类星系有多少。天空面积和探测到的个数提供了起点。接下来要研究的，是相同条件下还有哪些源容易漏掉，以及噪声会把哪些源推到筛选边缘之外。
颜色挑选、光谱确认和总体计数各自回答一个问题。第一步让寻找更有效，第二步把目标认得更清楚，第三步把发现放回一个有明确定义的样本。把漏选也算进去，才能从留下的亮斑，推到那片空间里某一类星系的数量。