它可以同时拍摄150个天体的光谱 。 [2
韦布的近红外光谱仪拍摄的星系中的4个（左）以及其他的光谱特征（右） 。 图源：NASA ESA CSA STScI
上图显示了这48个星系中的4个 。 这些星系的光谱都有氢线、氧线甚至氖线 ， 天文学家根据这些线的移动程度计算其红移 。 线往右移地越厉害的 ， 红移越大 ， 所处的宇宙的年龄越年轻 。 左图中的星系的被放大后放在中间 。 从上到下 ， 星系分别存在于113亿年前、126亿年前、130亿年前与131亿年前的宇宙中 。 宇宙年龄约为138亿年 ， 因此这些星系分别存在于年龄为25亿年、12亿年、8亿年、7亿年时的宇宙中 。
韦布的近红外光谱仪拍摄的48个星系中最古老的那个星系的光谱 。 它存在于宇宙年龄大约为7亿年时 ， 其发出的光经过131亿年才到达地球 。
虽然韦布观测到的这些星系的年轻程度并未打破此前的记录（4亿年） ， 但这只是韦布的第一此深场观测 。 相信韦布未来执行持续时间更久的深场观测任务时 ， 必然会打破这个记录 ， 并可能探测到宇宙年龄为2亿年时的星系 。 当然 ， 也许图中已经有被确认出破了此前记录的星系 ， 只是未在上图中显示 。
韦布也因此成为世界上第一个能够确定极早期星系的化学成分的望远镜 。 通过研究韦布获得的光谱 ， 天文学家可以测出每个星系的温度、气体密度与化学成分 ， 并研究这些性质的演化 。
韦布深场图中还有很多明显的光弧 。 它们是这么产生的：一些遥远的星系发出的光经过星系团SMACS 0723附近或内部 ， 受到星系团或内部的星系的引力作用 ， 产生“引力透镜”现象 ， 从而形成这些光弧 。 引力透镜效应会放大星系的亮度几倍到十倍以上 ， 使一些连通常的深场模式都看不到的星系得以被看到 。
引力透镜现象不仅会放大天体的亮度（弱引力透镜） ， 还会使天体产生双重像或多种像（强引力透镜） 。 韦布上面的近红外成像仪与无缝光谱仪（Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph ， NIRISS）拍摄的光谱表明韦布深场图中有两条光弧是同一个星系的双重像；NIRISS得到的光谱还表明 ， 该星系发出的光经过93亿年才到达地球 。 [3
韦布的近红外光谱仪拍摄的两条光弧的光谱表明它们是同一个星系的双重像 。
除了五彩斑斓的遥远星系与光弧之外 ， 韦布深场图中还有一些是银河系中的恒星与星系团SMACS 0723中的星系 。 前者很好辨认 ， 因为它们带有芒角 。 芒角是由于韦布的主镜自身与副镜支架的构造导致的衍射而形成 ， 这种芒角对于亮星很明显 。 星系团SMACS 0723中的星系也比较好辨认 ， 它们因为比较近 ， 所以普遍偏大 ， 一般用偏白的颜色表示；这些前景星系都只有“工具人”的作用（扎心了） 。
韦布并非第一个执行深场观测的望远镜 。 第一次执行深场观测的望远镜是哈勃空间望远镜（以下简称“哈勃”） 。 早在1995年 ， 哈勃上面的WFPC2就执行了“哈勃深场”项目 ， 持续12天观测一片非常小的黑暗区域 ， 最终得到的举世闻名的“哈勃深场图”内显示出3000多个星系 。
此后哈勃单独执行或参与执行了多个深场项目 ， 其中影响最大的是“哈勃超级深场”项目 ， 其观测区域是哈勃深场的2倍左右 ， 拍摄到了1万多个星系 。 哈勃的历次深场观测中观测到的最古老的是宇宙年龄仅4亿年就存在的星系 。
系外行星的光变曲线与光谱图
韦布第一批照片中的天体中的第二个是太阳系外的行星（简称“系外行星”）WASP-96b 。 它于2013年10月被广角行星搜索（Wide Angle Search for Planets ， WASP）项目发现 ， 随后在2014年被公布 。
这颗行星的母恒星是WASP-96 ， 它距离地球约1120光年 ， 位于凤凰座方向 。 它是一颗G型星 ， 观测研究表明 ， 它的颜色、半径、质量与温度都类似于我们的太阳 ， 但年龄比太阳大一些 。
WASP-96b是一个气态巨行星 ， 类似于我们太阳系内的木星 ， 其质量是木星质量的0.48倍 ， 半径是木星半径的1.2倍 。 与木星不同的是 ， 它距离其母恒星非常近 ， 距离只有0.0453天文单位（1天文单位等于地球与太阳的平均距离 ， 约1.5亿千米） ， 公转周期只有3.42526天 。 由于距离母恒星太近 ， 它上面的温度很高 。
韦布上的光谱仪NIRISS拍摄了它280个时期的光谱图 ， 并合成了每个时期的总亮度 。 每次拍摄曝光时间近1.4分钟 ， 累计消耗6小时23分[4
。 根据这280个数据点 ， 天文学家得到WASP-96的亮度演化曲线（光变曲线 ， 见下图） 。 WASP-96的亮度变化是由于被行星WASP-96b周期性地遮挡导致 ， 当它被行星遮挡时 ， 地球上探测到的它的亮度就会略降低；当它不被行星遮挡时 ， 它被探测到的亮度就恢复 。 这种方法是探测系外行星的主要方法之一（凌星法） 。
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