為什麼夜空是黑暗的？畢竟，如果宇宙中充滿了數十億個星系，每個星系都旋轉著數十億顆恆星，這些恆星已經發射了數十億年的光子，為什麼宇宙不會充滿光芒呢？德國天文學家威廉·奧伯斯在19世紀20年代思考了這個問題，這個謎題被稱為奧伯斯悖論。在那時，天文學家和哲學家們已經困惑了幾個世紀，為什麼天空是黑暗的，以及黑暗暗示了宇宙的什麼本質。事實證明，這些學者們發現了真正深刻的東西。
有更多的光存在於我們容易看到的地方之外。即使從遠離地球燈光和銀河系恆星的深空中觀察，星系際空間的天空也不是絕對的黑色。它發出被稱為河外背景光（EBL）的光芒。EBL由宇宙歷史上至今所有恆星和星系在所有波長（從紫外線到遠紅外線）輻射的所有光子組成。來自遙遠星系的EBL是微弱的，因為與發光（或曾經發光）的星系數量相比，河外空間是巨大的。由於宇宙正在膨脹，星系在宇宙歷史上發射的光子已經擴散到巨大的空間體積中並變得稀釋。並且由於膨脹，來自遙遠星系的光會發生“紅移”——波長增加，將光推向電磁頻譜的紅色一側，超出可見範圍。
天文學家們一段時間以來已經意識到應該存在這種河外背景光，但無法準確測量它。在2012年至2013年間，研究人員（包括我們中的兩位，多明格斯和普里馬克）首次能夠使用來自費米伽馬射線太空望遠鏡和地面甚高能伽馬射線探測器（稱為大氣切倫科夫望遠鏡）的伽馬射線資料，明確量化河外背景光。有趣的是，由於恆星直接以星光形式或透過加熱塵埃並在更長波長輻射的形式貢獻了大部分EBL，因此背景保留了宇宙歷史中不同時期的恆星形成的“記憶”。實際上，EBL的測量使我們能夠探索從古代到現在的星系演化。最終，它可能使我們能夠研究來自130多億年前的最初一代星系，它們的光線太微弱，以至於目前的望遠鏡無法直接看到。
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宇宙背景
奧伯斯悖論主要是一個哲學問題，直到20世紀60年代，整個電磁頻譜中驚人的天文發現將宇宙學從推測轉變為硬觀測科學。研究人員開始發現各種奇異的星系和河外天體。宇宙，越來越清楚的是，充滿了稀薄的“氣體”，光子以各種方式在河外空間中飛馳。這些光子有許多波長——並且等效地，在許多能量範圍內（較短的波長對應於具有較高頻率和因此更大能量的波；較長的波長具有較低的頻率和因此較小的能量）。這種氣體包括EBL，以及在所有方向上看到的其他幾種輻射場。最亮的是宇宙微波背景（CMB），它起源於爆炸性的大爆炸。1965年，阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·W·威爾遜在AT&T貝爾實驗室發現了CMB，為此他們獲得了1978年諾貝爾物理學獎。另一種輻射場，河外瀰漫X射線背景，是在20世紀60年代用探空火箭發現的。在20世紀60年代後期，一個軌道太陽觀測站又發現了另一種更高能量的伽馬射線背景。
EBL——包含近紫外線、可見光和紅外波長的宇宙背景——在能量和強度上僅次於CMB。然而，與CMB不同，EBL並非一次性產生。相反，它已經在數十億年的時間裡增長，從大爆炸後大約2億年的第一批星系中第一批恆星的形成開始。實際上，隨著新恆星的誕生並開始發光，EBL至今仍在增加。
用望遠鏡直接測量EBL，就好比試圖從紐約時代廣場燈火通明的劇院和摩天大樓中觀察夜空中銀河系的微弱帶狀光芒。EBL在相同的可見光和紅外波長處有很多競爭。地球位於一個極其明亮的星系內部，該星系擁有數十億顆恆星和巨大的發光氣體雲，它們的光芒超過了河外背景光。更糟糕的是，對於直接測量EBL而言，地球位於一個光線充足的太陽系中：太陽光被地球軌道周圍的所有塵埃散射，形成了黃道光——有時非常明亮，以至於在一年中正確時間的黑暗地點，它可能會被誤認為是黎明——它在與EBL相似的波長範圍內發光。
當太陽系和銀河系更明亮的光芒淹沒微弱的EBL光子時，天文學家如何才能希望分離、捕獲和識別它們呢？他們無法做到。地面和太空望遠鏡都未能成功地直接可靠地測量EBL。2000年，加州大學聖克魯茲分校的皮耶羅·馬道和博洛尼亞天文臺的露西亞·波澤蒂將哈勃太空望遠鏡探測到的星系的光加起來。（記住，EBL是所有從近紫外線到紅外波長髮射的光，包括來自明亮星系的所有光，這些光很容易測量，以及望遠鏡看不到的微弱星系的光。）但是，該計數不包括微弱的星系或其他可能的光源，這意味著它僅給出了EBL在各種波長下可能有多亮的下限。
2011年，多明格斯和普里馬克以及我們的觀測合作者透過將從地面和太空望遠鏡觀測到的來自附近星系到大約80億年前——天文學家稱之為紅移1，略微超過回到大爆炸時間一半的時間——的紅外線和可見光量相加，對EBL施加了更強的下限。（向太空深處看相當於回顧億萬年前的時間，因為人們看到物體時，是光線到達望遠鏡時最初出發的時刻——對於真正遙遠的星系而言，是數十億年前。）我們測量了不同距離——即不同宇宙時代——的星系發射的波長的變化模式。這種方法允許基於觀測對EBL進行迄今為止最好的確定。我們計算了紅移大於1的更遙遠、更古老星系的EBL的上限和下限估計值。
然而，為了超越限制——真正測量河外背景光的亮度——天文學家需要採取另一種策略。
碰撞的光
早在20世紀60年代，研究人員就開始考慮透過EBL與其他更容易看到的，光的形式的相互作用來尋找它。
事實證明，光子可以與其他光子碰撞。具體而言，高能伽馬射線可能會與低能光子（例如可見星光）碰撞，並相互湮滅以產生電子及其反粒子正電子。一些天文學家開始思考：如果來自遙遠宇宙源的朝向地球的高能伽馬射線與沿途的低能EBL光子碰撞，會發生什麼？EBL光子是否會有效地阻礙伽馬射線，從而削弱從地球上看到的伽馬射線源的明顯亮度？科學家們推斷，如果他們能夠探測到伽馬射線的這種衰減，它可能會揭示EBL的組成。
這個問題仍然純粹是理論推測，直到1992年，美國宇航局的EGRET（高能伽馬射線實驗望遠鏡）探測器在軌道康普頓伽馬射線天文臺上發現了第一批新的伽馬射線源，這些伽馬射線源被稱為耀變體：星系中心超大質量黑洞以強大的噴流發射伽馬射線，而這些噴流恰好像手電筒光束一樣指向地球。這種噴流中的伽馬射線具有驚人的能量，達到數十億電子伏特——即千兆電子伏特（縮寫為GeV）。實際上，一些耀變體，例如馬卡良421（簡稱Mrk 421），正在以高達20萬億電子伏特（TeV）的驚人能量發射伽馬射線，大約是醫用X射線的1億倍能量。
耀變體Mrk 421距我們約4億光年，就河外距離而言，相對較近。但是在1990年代發現如此強大的伽馬射線源讓普里馬克想知道，在更遠的距離上是否可能存在類似的TeV能量耀變體——因此可用於探測EBL。實際上，在隨後的幾年中，在越來越遠的距離上發現了其他TeV能量伽馬射線耀變體。弄清楚如何利用耀變體來測量EBL在2006年開始佔據了多明格斯，當時他在西班牙塞維利亞大學開始攻讀博士學位研究，在那裡他使用MAGIC伽馬射線天文臺研究耀變體。
2012年，多明格斯是近150位共同作者之一，由現任克萊姆森大學的馬可·阿杰洛領導，他們首次測量了有多少耀變體光被EBL吸收。該團隊仔細研究了美國宇航局軌道費米伽馬射線太空望遠鏡的資料，分析了150個不同距離的耀變體的觀測結果，以測量它們的伽馬射線隨著距離的增加而衰減了多少——也就是說，在穿過更厚的EBL之後。觀測範圍擴充套件到紅移1.6，相當於近100億年前發射的光。
為了改進該測量，天文學家需要一種方法來更好地理解耀變體的內在性質，從而知道耀變體在之前實際產生了多少各種能量的伽馬射線，其中一些伽馬射線被數十億光年的河外空間中的EBL光子碰撞吸收。
估計耀變體初始輸出的最佳方法是將耀變體如何工作的理論模型——特別是它們如何產生更高能量的伽馬射線——與望遠鏡對耀變體較低能量伽馬射線和X射線的觀測相結合，這些伽馬射線不像EBL那樣經常被吸收。許多耀變體中的高能伽馬射線被認為起源於稱為同步加速器自康普頓（SSC）散射的過程。在耀變體噴流中，與磁場相互作用的帶電電子和正電子束會發射X射線。然後，其中一些X射線被相同的帶電電子擊中——康普頓散射是技術術語——將它們踢到更高的能量，成為伽馬射線。SSC模型使我們能夠透過將高能伽馬射線與我們可以觀測到的低能伽馬射線進行比較來預測未衰減的高能伽馬射線強度。
最後，在2013年，多明格斯，普里馬克，海軍研究實驗室的賈斯汀·芬克，安達盧西亞天體物理研究所的弗朗西斯科·普拉達和其他三位合作者整理了由NASA的六個航天器和幾個在不同波長下執行的地面望遠鏡對15個不同宇宙距離的耀變體進行的幾乎同時的觀測。我們將費米伽馬射線太空望遠鏡的發現與錢德拉X射線天文臺，雨燕，羅西X射線時變探測器和XMM-牛頓X射線衛星測量的來自同一耀變體的X射線強度，以及地面天文臺測量的光學和無線電波長進行了比較。
透過將這些不同波長的觀測結果與耀變體輸出的SSC模型進行比較，我們能夠計算出九個耀變體在最高TeV能量下發射的原始未衰減的伽馬射線亮度。然後，我們將這些計算結果與地面望遠鏡直接測量到的來自同一耀變體的實際衰減的伽馬射線光進行了比較。因此，終於，我們透過EBL在來自位於不同紅移處的耀變體的各種能量的伽馬射線上的印記，測量了EBL。
通往過去的視窗
EBL的探測是觀測天文學中最艱難的測量挑戰之一——感知如此微弱和瀰漫的訊號需要協調世界各地的望遠鏡和研究人員，對極其遙遠的天體進行同步觀測。它為我們提供了研究宇宙歷史的強大新工具。早在1990年代，天文學家意識到耀變體可能對研究EBL有用時，普里馬克和唐恩·麥克明——當時是加州大學聖克魯茲分校一位才華橫溢的大學高年級學生——開始探索這種測量是否可能揭示星系演化的一些資訊。關於星系形成，我們仍然有很多基本問題，例如在不同發展階段的星系中，大質量恆星有多普遍，塵埃如何吸收星光並在更長波長上重新發射能量，以及星系中形成的恆星數量在宇宙的不同時期如何變化。麥克明和普里馬克想知道，研究來自不同距離的耀變體的伽馬射線——穿過不同數量EBL的伽馬射線——是否可以透過提供宇宙中不同恆星形成時代的視窗來幫助回答其中一些基本問題。
例如，我們知道早期宇宙中的遙遠星系看起來與附近的星系有顯著不同：它們不是光滑的球狀體或壯麗的螺旋星系，而是緊湊且扭曲的。它們的扭曲形狀部分是由於早期星系之間的碰撞造成的，因為年輕的宇宙比今天稠密得多。早期的星系在長紅外波長上發射的光也比附近的星系多得多。這一事實意味著，遙遠古代星系產生的EBL光與最近星系在較近距離發射的EBL光具有不同的波長光譜。
因此，EBL光子從太空深處——即遙遠的過去——吸收的伽馬射線能量模式也應與附近EBL光子吸收的伽馬射線能量模式不同。實際上，到1994年，麥克明和普里馬克已經完成了足夠的初步理論建模，以斷言影響EBL特性的主要因素將是光子發射時星系形成的時代。我們根據幾種不同的宇宙學假設，預測了EBL對伽馬射線的衰減將如何隨時間演變。最終，我們證明可以使用對來自不同距離的TeV源的伽馬射線被EBL光子吸收的測量結果，來區分星系演化的競爭理論。
既然我們已經獲得了來自耀變體衰減的EBL的首次測量結果，我們便開始深入研究我們的資料，以構建整個宇宙時間線中恆星和星系形成的圖景。例如，我們的EBL測量結果的波長光譜提供了恆星形成高峰期——八十億到一百二十億年前的“宇宙正午”——期間發生的事情的檢視。EBL光譜顯示兩個峰值：一個代表來自恆星的紫外線和可見光，另一個更大的峰值在更長波長的遠紅外光中。第二個峰值似乎來自塵埃。我們知道，爆炸的恆星會產生塵埃（由碳、氧和鐵等較重元素組成），這些塵埃包裹並遮蔽了恆星形成的區域，並且在宇宙正午期間，塵埃吸收了大部分星光，並在紅外線中重新輻射出來。EBL為我們提供了一種研究在此期間塵埃遮蔽星系（暱稱“DOGs”）有多普遍的方法——這是理解諸如地球之類的岩石行星如何形成的重要因素，因為這些行星包含大量的宇宙塵埃。
展望未來
實現一個可以追溯到二十多年前的夢想，真是一種令人滿意的體驗，來自許多儀器的觀測證實了預測。此外，探索這些新資料——實際上，這個全新的宇宙學儀器——以開始辨別EBL的演變揭示了宇宙的演變，這是多麼令人興奮。
未來的EBL研究同樣可以告訴我們宇宙歷史的更早時期。如果我們能夠擴充套件我們對EBL的觀測，以包括一些紅移更高的伽馬射線源，天文學家就可以研究宇宙在早期如何再電離（當來自第一批恆星的紫外線將氫原子的電子擊落時），在大爆炸後的最初十億年中。這個目標是正在設計中的大型國際切倫科夫望遠鏡陣列的主要動力，該陣列將在南北半球都安裝設施，它將由不同的儀器組成，這些儀器經過專門設計，對從低能量到極高能量的伽馬射線敏感。一旦我們更好地理解和量化EBL，我們就可以從對耀變體和伽馬射線暴的觀測中減去其衰減，從而更全面地描述那些奇異天體本身的性質。
同時，透過我們的伽馬射線衰減技術間接測量的EBL強度與根據早期宇宙時期的觀測星系獨立估計的EBL強度相容。這種一致性意味著，從光學和近紅外波長處的星系發射的光似乎可以解釋透過伽馬射線衰減進行的EBL觀測，並且它有助於我們結束核算賬目。
隨著觀測的改進，這些不同型別的測量之間的協議要麼會變得更嚴格——有力地限制宇宙中其他光源（例如，早期宇宙中假設的遺蹟粒子的衰變）——要麼會出現差異，這將指向新的天體物理現象（例如，奇異的假設粒子轉化為伽馬射線）。更好的伽馬射線觀測應該來自繼續使用現有設施和計劃中的切倫科夫望遠鏡陣列。此外，改進的星系觀測——包括來自未來的天文臺，例如詹姆斯·韋伯太空望遠鏡，大型綜合巡天望遠鏡和30米級地面望遠鏡——將幫助科學家更好地理解星系形成。
我們現在知道了奧伯斯悖論的答案：夜空不是黑暗的；相反，它是充滿了曾經存在的所有星系的光芒，即使這種光芒很難探測到。而且，所有的時間裡，超新星都在爆發，氣體雲在發光，新的恆星正在誕生，將它們的光芒新增到瀰漫在宇宙每一個立方英寸的背景中。