为什么夜空是黑暗的？毕竟，如果宇宙中充满了数十亿个星系，每个星系都旋转着数十亿颗恒星，这些恒星已经发射了数十亿年的光子，为什么宇宙不会充满光芒呢？德国天文学家威廉·奥伯斯在19世纪20年代思考了这个问题，这个谜题被称为奥伯斯悖论。在那时，天文学家和哲学家们已经困惑了几个世纪，为什么天空是黑暗的，以及黑暗暗示了宇宙的什么本质。事实证明，这些学者们发现了真正深刻的东西。
有更多的光存在于我们容易看到的地方之外。即使从远离地球灯光和银河系恒星的深空中观察，星系际空间的天空也不是绝对的黑色。它发出被称为河外背景光（EBL）的光芒。EBL由宇宙历史上至今所有恒星和星系在所有波长（从紫外线到远红外线）辐射的所有光子组成。来自遥远星系的EBL是微弱的，因为与发光（或曾经发光）的星系数量相比，河外空间是巨大的。由于宇宙正在膨胀，星系在宇宙历史上发射的光子已经扩散到巨大的空间体积中并变得稀释。并且由于膨胀，来自遥远星系的光会发生“红移”——波长增加，将光推向电磁频谱的红色一侧，超出可见范围。
天文学家们一段时间以来已经意识到应该存在这种河外背景光，但无法准确测量它。在2012年至2013年间，研究人员（包括我们中的两位，多明格斯和普里马克）首次能够使用来自费米伽马射线太空望远镜和地面甚高能伽马射线探测器（称为大气切伦科夫望远镜）的伽马射线数据，明确量化河外背景光。有趣的是，由于恒星直接以星光形式或通过加热尘埃并在更长波长辐射的形式贡献了大部分EBL，因此背景保留了宇宙历史中不同时期的恒星形成的“记忆”。实际上，EBL的测量使我们能够探索从古代到现在的星系演化。最终，它可能使我们能够研究来自130多亿年前的最初一代星系，它们的光线太微弱，以至于目前的望远镜无法直接看到。
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宇宙背景
奥伯斯悖论主要是一个哲学问题，直到20世纪60年代，整个电磁频谱中惊人的天文发现将宇宙学从推测转变为硬观测科学。研究人员开始发现各种奇异的星系和河外天体。宇宙，越来越清楚的是，充满了稀薄的“气体”，光子以各种方式在河外空间中飞驰。这些光子有许多波长——并且等效地，在许多能量范围内（较短的波长对应于具有较高频率和因此更大能量的波；较长的波长具有较低的频率和因此较小的能量）。这种气体包括EBL，以及在所有方向上看到的其他几种辐射场。最亮的是宇宙微波背景（CMB），它起源于爆炸性的大爆炸。1965年，阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·W·威尔逊在AT&T贝尔实验室发现了CMB，为此他们获得了1978年诺贝尔物理学奖。另一种辐射场，河外弥漫X射线背景，是在20世纪60年代用探空火箭发现的。在20世纪60年代后期，一个轨道太阳观测站又发现了另一种更高能量的伽马射线背景。
EBL——包含近紫外线、可见光和红外波长的宇宙背景——在能量和强度上仅次于CMB。然而，与CMB不同，EBL并非一次性产生。相反，它已经在数十亿年的时间里增长，从大爆炸后大约2亿年的第一批星系中第一批恒星的形成开始。实际上，随着新恒星的诞生并开始发光，EBL至今仍在增加。
用望远镜直接测量EBL，就好比试图从纽约时代广场灯火通明的剧院和摩天大楼中观察夜空中银河系的微弱带状光芒。EBL在相同的可见光和红外波长处有很多竞争。地球位于一个极其明亮的星系内部，该星系拥有数十亿颗恒星和巨大的发光气体云，它们的光芒超过了河外背景光。更糟糕的是，对于直接测量EBL而言，地球位于一个光线充足的太阳系中：太阳光被地球轨道周围的所有尘埃散射，形成了黄道光——有时非常明亮，以至于在一年中正确时间的黑暗地点，它可能会被误认为是黎明——它在与EBL相似的波长范围内发光。
当太阳系和银河系更明亮的光芒淹没微弱的EBL光子时，天文学家如何才能希望分离、捕获和识别它们呢？他们无法做到。地面和太空望远镜都未能成功地直接可靠地测量EBL。2000年，加州大学圣克鲁兹分校的皮耶罗·马道和博洛尼亚天文台的露西亚·波泽蒂将哈勃太空望远镜探测到的星系的光加起来。（记住，EBL是所有从近紫外线到红外波长发射的光，包括来自明亮星系的所有光，这些光很容易测量，以及望远镜看不到的微弱星系的光。）但是，该计数不包括微弱的星系或其他可能的光源，这意味着它仅给出了EBL在各种波长下可能有多亮的下限。
2011年，多明格斯和普里马克以及我们的观测合作者通过将从地面和太空望远镜观测到的来自附近星系到大约80亿年前——天文学家称之为红移1，略微超过回到大爆炸时间一半的时间——的红外线和可见光量相加，对EBL施加了更强的下限。（向太空深处看相当于回顾亿万年前的时间，因为人们看到物体时，是光线到达望远镜时最初出发的时刻——对于真正遥远的星系而言，是数十亿年前。）我们测量了不同距离——即不同宇宙时代——的星系发射的波长的变化模式。这种方法允许基于观测对EBL进行迄今为止最好的确定。我们计算了红移大于1的更遥远、更古老星系的EBL的上限和下限估计值。
然而，为了超越限制——真正测量河外背景光的亮度——天文学家需要采取另一种策略。
碰撞的光
早在20世纪60年代，研究人员就开始考虑通过EBL与其他更容易看到的，光的形式的相互作用来寻找它。
事实证明，光子可以与其他光子碰撞。具体而言，高能伽马射线可能会与低能光子（例如可见星光）碰撞，并相互湮灭以产生电子及其反粒子正电子。一些天文学家开始思考：如果来自遥远宇宙源的朝向地球的高能伽马射线与沿途的低能EBL光子碰撞，会发生什么？EBL光子是否会有效地阻碍伽马射线，从而削弱从地球上看到的伽马射线源的明显亮度？科学家们推断，如果他们能够探测到伽马射线的这种衰减，它可能会揭示EBL的组成。
这个问题仍然纯粹是理论推测，直到1992年，美国宇航局的EGRET（高能伽马射线实验望远镜）探测器在轨道康普顿伽马射线天文台上发现了第一批新的伽马射线源，这些伽马射线源被称为耀变体：星系中心超大质量黑洞以强大的喷流发射伽马射线，而这些喷流恰好像手电筒光束一样指向地球。这种喷流中的伽马射线具有惊人的能量，达到数十亿电子伏特——即千兆电子伏特（缩写为GeV）。实际上，一些耀变体，例如马卡良421（简称Mrk 421），正在以高达20万亿电子伏特（TeV）的惊人能量发射伽马射线，大约是医用X射线的1亿倍能量。
耀变体Mrk 421距我们约4亿光年，就河外距离而言，相对较近。但是在1990年代发现如此强大的伽马射线源让普里马克想知道，在更远的距离上是否可能存在类似的TeV能量耀变体——因此可用于探测EBL。实际上，在随后的几年中，在越来越远的距离上发现了其他TeV能量伽马射线耀变体。弄清楚如何利用耀变体来测量EBL在2006年开始占据了多明格斯，当时他在西班牙塞维利亚大学开始攻读博士学位研究，在那里他使用MAGIC伽马射线天文台研究耀变体。
2012年，多明格斯是近150位共同作者之一，由现任克莱姆森大学的马可·阿杰洛领导，他们首次测量了有多少耀变体光被EBL吸收。该团队仔细研究了美国宇航局轨道费米伽马射线太空望远镜的数据，分析了150个不同距离的耀变体的观测结果，以测量它们的伽马射线随着距离的增加而衰减了多少——也就是说，在穿过更厚的EBL之后。观测范围扩展到红移1.6，相当于近100亿年前发射的光。
为了改进该测量，天文学家需要一种方法来更好地理解耀变体的内在性质，从而知道耀变体在之前实际产生了多少各种能量的伽马射线，其中一些伽马射线被数十亿光年的河外空间中的EBL光子碰撞吸收。
估计耀变体初始输出的最佳方法是将耀变体如何工作的理论模型——特别是它们如何产生更高能量的伽马射线——与望远镜对耀变体较低能量伽马射线和X射线的观测相结合，这些伽马射线不像EBL那样经常被吸收。许多耀变体中的高能伽马射线被认为起源于称为同步加速器自康普顿（SSC）散射的过程。在耀变体喷流中，与磁场相互作用的带电电子和正电子束会发射X射线。然后，其中一些X射线被相同的带电电子击中——康普顿散射是技术术语——将它们踢到更高的能量，成为伽马射线。SSC模型使我们能够通过将高能伽马射线与我们可以观测到的低能伽马射线进行比较来预测未衰减的高能伽马射线强度。
最后，在2013年，多明格斯，普里马克，海军研究实验室的贾斯汀·芬克，安达卢西亚天体物理研究所的弗朗西斯科·普拉达和其他三位合作者整理了由NASA的六个航天器和几个在不同波长下运行的地面望远镜对15个不同宇宙距离的耀变体进行的几乎同时的观测。我们将费米伽马射线太空望远镜的发现与钱德拉X射线天文台，雨燕，罗西X射线时变探测器和XMM-牛顿X射线卫星测量的来自同一耀变体的X射线强度，以及地面天文台测量的光学和无线电波长进行了比较。
通过将这些不同波长的观测结果与耀变体输出的SSC模型进行比较，我们能够计算出九个耀变体在最高TeV能量下发射的原始未衰减的伽马射线亮度。然后，我们将这些计算结果与地面望远镜直接测量到的来自同一耀变体的实际衰减的伽马射线光进行了比较。因此，终于，我们通过EBL在来自位于不同红移处的耀变体的各种能量的伽马射线上的印记，测量了EBL。
通往过去的窗口
EBL的探测是观测天文学中最艰难的测量挑战之一——感知如此微弱和弥漫的信号需要协调世界各地的望远镜和研究人员，对极其遥远的天体进行同步观测。它为我们提供了研究宇宙历史的强大新工具。早在1990年代，天文学家意识到耀变体可能对研究EBL有用时，普里马克和唐恩·麦克明——当时是加州大学圣克鲁兹分校一位才华横溢的大学高年级学生——开始探索这种测量是否可能揭示星系演化的一些信息。关于星系形成，我们仍然有很多基本问题，例如在不同发展阶段的星系中，大质量恒星有多普遍，尘埃如何吸收星光并在更长波长上重新发射能量，以及星系中形成的恒星数量在宇宙的不同时期如何变化。麦克明和普里马克想知道，研究来自不同距离的耀变体的伽马射线——穿过不同数量EBL的伽马射线——是否可以通过提供宇宙中不同恒星形成时代的窗口来帮助回答其中一些基本问题。
例如，我们知道早期宇宙中的遥远星系看起来与附近的星系有显着不同：它们不是光滑的球状体或壮丽的螺旋星系，而是紧凑且扭曲的。它们的扭曲形状部分是由于早期星系之间的碰撞造成的，因为年轻的宇宙比今天稠密得多。早期的星系在长红外波长上发射的光也比附近的星系多得多。这一事实意味着，遥远古代星系产生的EBL光与最近星系在较近距离发射的EBL光具有不同的波长光谱。
因此，EBL光子从太空深处——即遥远的过去——吸收的伽马射线能量模式也应与附近EBL光子吸收的伽马射线能量模式不同。实际上，到1994年，麦克明和普里马克已经完成了足够的初步理论建模，以断言影响EBL特性的主要因素将是光子发射时星系形成的时代。我们根据几种不同的宇宙学假设，预测了EBL对伽马射线的衰减将如何随时间演变。最终，我们证明可以使用对来自不同距离的TeV源的伽马射线被EBL光子吸收的测量结果，来区分星系演化的竞争理论。
既然我们已经获得了来自耀变体衰减的EBL的首次测量结果，我们便开始深入研究我们的数据，以构建整个宇宙时间线中恒星和星系形成的图景。例如，我们的EBL测量结果的波长光谱提供了恒星形成高峰期——八十亿到一百二十亿年前的“宇宙正午”——期间发生的事情的视图。EBL光谱显示两个峰值：一个代表来自恒星的紫外线和可见光，另一个更大的峰值在更长波长的远红外光中。第二个峰值似乎来自尘埃。我们知道，爆炸的恒星会产生尘埃（由碳、氧和铁等较重元素组成），这些尘埃包裹并遮蔽了恒星形成的区域，并且在宇宙正午期间，尘埃吸收了大部分星光，并在红外线中重新辐射出来。EBL为我们提供了一种研究在此期间尘埃遮蔽星系（昵称“DOGs”）有多普遍的方法——这是理解诸如地球之类的岩石行星如何形成的重要因素，因为这些行星包含大量的宇宙尘埃。
展望未来
实现一个可以追溯到二十多年前的梦想，真是一种令人满意的体验，来自许多仪器的观测证实了预测。此外，探索这些新数据——实际上，这个全新的宇宙学仪器——以开始辨别EBL的演变揭示了宇宙的演变，这是多么令人兴奋。
未来的EBL研究同样可以告诉我们宇宙历史的更早时期。如果我们能够扩展我们对EBL的观测，以包括一些红移更高的伽马射线源，天文学家就可以研究宇宙在早期如何再电离（当来自第一批恒星的紫外线将氢原子的电子击落时），在大爆炸后的最初十亿年中。这个目标是正在设计中的大型国际切伦科夫望远镜阵列的主要动力，该阵列将在南北半球都安装设施，它将由不同的仪器组成，这些仪器经过专门设计，对从低能量到极高能量的伽马射线敏感。一旦我们更好地理解和量化EBL，我们就可以从对耀变体和伽马射线暴的观测中减去其衰减，从而更全面地描述那些奇异天体本身的性质。
同时，通过我们的伽马射线衰减技术间接测量的EBL强度与根据早期宇宙时期的观测星系独立估计的EBL强度兼容。这种一致性意味着，从光学和近红外波长处的星系发射的光似乎可以解释通过伽马射线衰减进行的EBL观测，并且它有助于我们结束核算账目。
随着观测的改进，这些不同类型的测量之间的协议要么会变得更严格——有力地限制宇宙中其他光源（例如，早期宇宙中假设的遗迹粒子的衰变）——要么会出现差异，这将指向新的天体物理现象（例如，奇异的假设粒子转化为伽马射线）。更好的伽马射线观测应该来自继续使用现有设施和计划中的切伦科夫望远镜阵列。此外，改进的星系观测——包括来自未来的天文台，例如詹姆斯·韦伯太空望远镜，大型综合巡天望远镜和30米级地面望远镜——将帮助科学家更好地理解星系形成。
我们现在知道了奥伯斯悖论的答案：夜空不是黑暗的；相反，它是充满了曾经存在的所有星系的光芒，即使这种光芒很难探测到。而且，所有的时间里，超新星都在爆发，气体云在发光，新的恒星正在诞生，将它们的光芒添加到弥漫在宇宙每一个立方英寸的背景中。