夜空為什麼是黑暗的？從星光中讀懂宇宙歷史

本文來自《環球科學》雜誌，

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自古至今，所有星系中的所有恆星發出的光匯聚成了瀰漫整個宇宙的背景光。現在，天文學家正從這些光中閱讀宇宙的歷史。

撰文?阿爾貝托·多明格斯（Alberto Domínguez） 喬爾·R·普里馬克（Joel R. Primack） 特魯迪·E·貝爾（Trudy E. Bell）?

翻譯?錢磊

夜空為什麼是黑暗的？如果宇宙中有數十億個星系，每一個星系都包含數十億顆恆星，而這些恆星在數十億年中持續發光，那麼，為什麼宇宙沒有淹沒在炫目的強光中呢？19世紀20年代，德國天文學家威爾海姆·奧伯斯（Wilhelm Olbers）就思考了這個問題，後來，這個謎題被稱為奧伯斯佯謬。從那時開始，天文學家和哲學家在數個世紀中一直在思索：為什麼夜空是黑暗的？而這種黑暗又表明宇宙具有什麼樣的性質？事實證明，這些學者意識到了一些真正深刻的問題。

宇宙中大多數的光是我們無法輕易看到的。即使在遠離地球和銀河系恆星光照的深空中，星系際空間的天空也不是完全黑暗的。這裡存在所謂的河外背景光（EBL）。EBL由曾經存在過的所有恆星和星系發出的所有光子組成，它囊括了從紫外到遠紅外的所有波段，從宇宙誕生到現在的所有時間的光。來自遙遠星系的EBL是暗弱的，因為相對於發光（或曾經發光）星系的數量，星系外的空間是極為遼闊的。因為宇宙正在膨脹，所以星系在宇宙的漫長歷史中發出的光子散布到了空曠的空間中，從而被稀釋了。並且，因為這種膨脹，來自遙遠星系的光發生了「紅移」——波長變長，靠近電磁譜的紅端，離開了可見光波段。

天文學家早已意識到應該存在河外背景光，卻一直無法精確地測量。在2012至2013年間，使用費米γ射線望遠鏡和名為大氣切倫科夫望遠鏡的地基高能γ射線探測器的數據，本文作者多明格斯、普里馬克等研究者首次準確測量出了河外背景光。有趣的是，因為絕大部分EBL來自恆星，要麼是它們直接發出的星光，要麼是塵埃被恆星加熱後發出的波長更長的光，所以背景光相當於一份來自遠古的記憶——在宇宙不同時期，恆星是如何形成的。實際上，EBL的測量能幫助我們探索從古至今的星系演化。最終，這或許可以讓我們研究130億年之前的第一代星系——這些星系的光太暗了，沒辦法用當前的望遠鏡進行直接觀測。

宇宙背景輻射

奧伯斯佯繆在20世紀60年代之前主要還是一個哲學問題。那時，跨越整個電磁波譜的精彩天文發現正在將宇宙學由單純的猜測變為一門有堅實觀測基礎的科學。研究者發現了一系列奇特的河內及河外天體。逐漸變得清楚的事實是，河外空間中的光子向四面八方飛奔著，它們組成的稀薄光子「氣體」充盈著整個宇宙。這些光子有各種頻率——換句話說，有各種能量（短波長對應較高頻率和能量；長波長對應較低頻率和能量）。這種「氣體」包括EBL，還有其他在各個方向都能看到的輻射場。其中最亮的是源於大爆炸的宇宙微波背景輻射（CMB）。1965年，阿諾·彭齊亞斯（Arno Penzias）和羅伯特·W·威爾遜（Robert W. Wilson）在AT&T的貝爾實驗室工作期間發現了CMB，他們為此獲得了1978年諾貝爾物理學獎。另一種輻射場，河外彌散X射線背景於20世紀60年代由探空火箭發現。在20世紀60年代末期，一個軌道太陽天文台發現了更高能的γ射線背景輻射。

EBL——包含了近紫外、可見光和紅外光的宇宙背景輻射——能量和強度僅次於CMB。然而，和CMB不同，EBL的成分並不都是同時產生的。相反，它是在數十億年的時間裡積累起來的，始於大爆炸大約2億年後第一代星系的第一代恆星的形成。實際上，由於不斷有新的恆星誕生並發光，時至今日EBL仍然在增長。

通過望遠鏡收集光子直接測量EBL，就像是試圖在紐約時代廣場明亮的劇院和摩天大樓之間觀測暗淡的銀河。在可見光和紅外波段，EBL會受到很多干擾。地球身處一個包含大量恆星和發光氣體雲的極為明亮的星系中，這些天體發出的光會蓋過河外背景光。對於直接觀測EBL而言更糟糕的是，地球位於採光極佳的太陽系中：近地軌道上的塵埃所散射的太陽光形成了黃道光。在一年中的某些時候，黃道光非常明亮，甚至可能被人誤認為黎明的曙光。而且，黃道光的波長和EBL類似。

當暗弱的EBL光子被淹沒在亮得多的太陽系和銀河系的光芒中，天文學家還有希望分離、捕捉和證認它們嗎？沒有。地面和空間的望遠鏡從未令人信服地直接測量出EBL。在2000年，加利福尼亞大學聖克魯茲分校的皮耶羅·馬道（Piero Madau）和義大利博洛尼亞天文台的露西婭·波澤蒂（Lucia Pozzetti）計算了哈勃空間望遠鏡探測到的星系所發出光的總和。（記住，EBL是自近紫外到紅外波段所有的光，既包括容易測量的明亮星系發出的光，也包括我們的望遠鏡難以看到的暗淡星系的光。）不過這項研究沒有包括過暗的星系或其他可能的光源，這意味著它給出的只是EBL在各個波段亮度的下限。

2011年，本文作者多明格斯和普里馬克，以及合作觀測者將地面和空間望遠鏡觀測到的紅外和可見波段的光加起來，給出了一個更嚴格的EBL下限。這些光有些源於臨近的星系，最遠的則來自80億年前——比宇宙年齡的一半略長，天文學家用「紅移為1」描述這樣的距離。（在空間中觀測遙遠的天體等價於在時間中回溯久遠的過去，因為我們看到的是天體過去的樣子，現在進入望遠鏡的光那時才剛啟程，對於遙遠的星系來說，就是數十億年前。）我們測量了不同距離——也就是宇宙不同時期的星系發光波長的變化模式。這個方法讓我們得到了目前對EBL基於觀測的最佳估算結果。我們採用兩種不同的方法把波長變化模式外推到紅移大於1的星系，估算了來自那些更遠、更古老星系的EBL的上限和下限。

然而，要突破極限——真正測量河外背景光的亮度——天文學家需要採用其他方法。

河外背景光（EBL）由曾經存在的所有星系發出的所有光組成。它自第一代恆星和星系形成之時（大約是大爆炸後2億年）就開始不斷積累，新的星系一直在為它添磚加瓦。圖片來源：《環球科學》

光與光的碰撞

早在20世紀60年代，研究者就開始考慮通過EBL與其他更容易看到的光的相互作用尋找它們。

事實證明，光子可以和其他光子碰撞。具體地說，高能γ射線可以與低能光子，例如可見光波段的星光碰撞，產生一個電子和一個正電子。一些天文學家開始思考：如果來自遙遠的宇宙源的高能γ射線在飛向地球的途中與低能的EBL光子碰撞會發生什麼？EBL光子能否有效地攔截γ射線，減弱從地球上看到的γ射線源的表觀亮度？科學家推斷，如果能探測出γ射線的衰減程度，那麼就有可能揭示EBL的組成。

直到1992年，這個設想還純粹是理論上的推測。那一年，康普頓γ射線天文台上搭載的美國航空航天局的EGRET（高能γ射線實驗望遠鏡）發現了一種新的γ射線源。這些源被稱為耀變體（blazar）：中心含有超大質量黑洞的星系，其發射γ射線的強噴流正好指向地球，就像手電筒的光束一樣。這些噴流發出的γ射線能量高得驚人，可以達到數十億電子伏——也就是說，吉電子伏（簡寫為GeV）。事實上，一些耀變體，例如Markarian 421（簡寫為Mrk 421）發出的γ射線能量已經達到了匪夷所思的20萬億電子伏（TeV），換句話說，大約是醫用X射線能量的1億倍。

耀變體Mrk 421距離地球大約4億光年，以河外距離的標準看是相對較近的。不過，在20世紀90年代，這一強大γ射線源的發現讓普里馬克不禁好奇：在更遙遠的宇宙深處是否可能存在類似的TeV能量耀變體，它們能否用於探測EBL。在隨後的一些年，天文學家的確發現了其他更加遙遠的、輻射能量達到TeV級別的γ射線耀變體。而在2006年，多明格斯開始致力於研究如何使用耀變體來測量EBL，那時他在西班牙的塞維利亞大學開始了博士階段的研究工作，用MAGICγ射線天文台研究耀變體。

2012年，多明格斯參與了馬爾科·阿耶洛（Marco Ajello，現就職於克萊姆森大學）領導的一項研究，近150位科學家參與其中，他們對EBL吸收了多少耀變體的光進行了第一次測量。這個研究組仔細查看了美國航空航天局的費米γ射線空間望遠鏡的數據，分析了它對150個位於不同距離的耀變體進行觀測得到的數據。研究者測量了這些耀變體的γ射線隨距離增加（也就是經過了更厚的EBL）的衰減程度。這些耀變體最遠達紅移1.6，我們觀測到的是它們在100億年前發出的光。

為改進這種測量的結果，天文學家需要更好地理解耀變體的內稟性質，從而知道耀變體實際上發射了多少不同能量的γ射線（在γ射線穿越數十億光年的河外空間，與EBL光子碰撞而被吸收之前）。

估算耀變體初始能量輸出的最好方法是將耀變體運行的理論模型——特別是它們產生高能γ射線的機制——與望遠鏡對耀變體低能γ射線和X射線（它們不會被EBL吸收）的觀測結合起來。很多耀變體的高能γ射線被認為源於所謂的同步自康普頓散射（synchrotron self-Compton，SSC）。在耀變體噴流中，高能的電子和正電子束與磁場發生相互作用，進而發出X射線。部分X射線隨後又與高能電子碰撞（術語稱為康普頓散射），能量升高，成為γ射線。利用同步自康普頓模型，我們可以根據能夠直接觀測到的低能γ射線，來預測高能γ射線在衰減前的強度。

最終，在2013年，多明格斯、普里馬克、海軍研究實驗室（Naval Research Laboratory）的賈斯廷·芬克（Justin Finke）、安達盧西亞天體物理研究所的弗朗西斯科·普拉達（Francisco Prada）以及其他三位研究者整理了美國航空航天局的6個空間望遠鏡和數個工作在不同波段的地基望遠鏡的數據，找出了它們在同一時間對15個不同距離的耀變體的觀測。其中，費米γ射線空間望遠鏡觀測的是耀變體的γ射線，而錢德拉X射線天文台、Swift衛星、Rossi X射線計時探測器和XMM-Newton衛星觀測的是它們的X射線強度，地面天文台觀測的則是光學和射電波段的輻射。我們比較了同一個耀變體在不同波段的觀測結果。

把不同波段的觀測結果與耀變體能量輸出的同步自康普頓模型放在一起比較，我們就能計算其中9個耀變體發出的TeV級γ射線在衰減前的原始亮度。隨後，我們再用這些計算結果，與地基望遠鏡直接觀測到的、衰減後的γ射線進行比較。通過觀測不同距離上的耀變體發出的不同能量範圍的γ射線，我們最終找到了EBL留下的印記，測量出了EBL。

河外背景光難以直接探測，因為它比前景上的太陽系和銀河系暗得多。但是當來自遙遠天體的γ射線（虛線）與EBL 光子碰撞時，它們能產生一個電子及正電子。基於這個現象，研究者通過觀測EBL 對耀變體γ射線的吸收來測量它。圖片來源：《環球科學》

回顧過去的窗口

探測EBL是觀測天文學中最艱巨的挑戰之一——捕捉這種暗弱而彌散的信號需要協調全世界的望遠鏡和研究者同時對極遙遠的天體進行觀測。探測EBL也為我們提供了一種研究宇宙歷史的有力工具。當初，在20世紀90年代，幾乎在天文學家意識到耀變體對於研究EBL可能有用的同時，普里馬克和唐·麥克明（Donn MacMinn，那時是加利福尼亞大學聖克魯茲分校的大四學生）就開始研究，這樣的測量是否有助於揭示星系演化的秘密。關於星系形成，我們仍有很多基本的問題需要解答，比如，不同演化階段的星系中大質量恆星有多常見？塵埃是怎樣吸收星光，並在更長的波長上把能量重新發射出來的？還有，在宇宙的不同時期，星系中形成的恆星數目有何變化？不同距離的耀變體發出的γ射線穿過了總量不同的EBL，麥克明和普里馬克想知道，它們能否打開一扇扇窗口，讓科學家研究宇宙中各個恆星形成時期。

舉例來說，我們知道，早期宇宙中的遙遠星系看起來和近鄰星系大為不同：它們是緻密而扭曲的，不是光滑的橢球或華麗的旋渦。它們之所以形狀扭曲，一定程度上是早期星系間的碰撞所導致的，因為早期宇宙比現在稠密得多。早期星系在紅外波段的輻射要比近鄰星系強得多。這表明，遠古星系產生的EBL和現在的星系發出的EBL，在光譜上是不同的。

於是，遙遠的，也就是遠古的EBL光子吸收γ射線的模式，也應該與近處的EBL光子不同。事實上，在1994年，麥克明和普里馬克已經進行了很多初步的理論建模工作，並斷言，影響EBL特徵的主導因素應該是光子發出時，星系處於形成過程的哪個階段。基於不同的宇宙學假設，我們預測了EBL所導致的γ射線衰減是如何隨時間變化的。最終證明，通過測量EBL光子對不同距離的TeV耀變體γ射線的吸收，有可能區分不同的星系演化理論。

現在，既然我們已經利用耀變體的γ射線衰減，完成了對EBL的第一次測量，接下來我們就要開始研究這些數據，描繪出整個宇宙歷史中恆星和星系形成的圖像。例如，我們測量的EBL光譜能顯示出，在恆星形成的巔峰期（「宇宙正午」，80億到120億年前）發生了什麼。EBL光譜上有兩個凸起：一個代表了來自恆星的紫外和可見光，另一個更大的凸起出現在波長較長的遠紅外波段。這第二個凸起看起來是源於塵埃。我們知道，爆發的恆星產生了包裹並遮蔽恆星形成區的塵埃（由碳、氧和鐵等較重的元素構成），在「宇宙正午」，塵埃吸收了大部分星光並在紅外波段把能量重新發射出來。EBL為我們提供了一種方法來研究，這種被塵埃遮蔽的星系（昵稱為「DOG」）在這一時期到底有多常見。而對於理解地球這類岩質行星的形成規律，這是一個很重要的因素，因為岩質行星含有大量宇宙塵埃。

展望未來

實現一個跨越20年的夢想是多麼令人滿足的經歷啊。在這期間，來自不同儀器的觀測證實了各種推測。此外，研究這些新數據（事實上是全新的宇宙學工具），利用對EBL演化的認識揭示宇宙的演化規律，又是多麼的激動人心。

同樣地，未來的EBL研究能為我們提供宇宙更早時期的信息。如果我們能擴展對EBL的觀測，把更高紅移的γ射線源也包括進來，那麼天文學家就能研究宇宙在大爆炸後的第一個10億年中是怎樣發生再電離的（當時，來自第一代恆星的紫外線剝離了氫原子上的電子）。目前，正在設計的國際切倫科夫望遠鏡陣列（Cherenkov Telescope Array）的主要任務，就是研究上述問題。這個項目將在南、北半球各設一個台址，建造全新的大型望遠鏡陣列。這些望遠鏡將配備一系列適於探測不同能量的γ射線的儀器。在我們更好地理解和量化EBL之後，我們就能扣除掉它對耀變體和γ射線暴的觀測的影響，從而更全面地認識這些奇特天體自身的性質。

同時，用我們的γ射線衰減方法直接測出的EBL強度，和通過觀測早期宇宙中的星系獨立估算出的EBL強度是一致的。這樣的一致性表明，通過γ射線衰減，的確可以測量出宇宙中的星系在光學和近紅外波段發出的光，也就是EBL，這幫助我們為這個問題下了定論。

隨著觀測手段的進步，這兩種方法測量出的EBL強度有可能變得更為接近。如果是這樣的話，就表明宇宙中來自恆星和星系之外的光（例如，早期宇宙殘留的某種粒子衰變發出的光）是非常少的，可以為這類光的強度確定一個嚴格的上限。但更精確的觀測也可能讓兩種方法測出的EBL出現差異，這就意味著有天文學家未知的新天體物理現象存在（例如，存在某種能轉變為γ射線的奇異粒子）。現有的設備和籌建中的切倫科夫望遠鏡陣列將幫助我們更好地觀測γ射線。此外，未來的觀測設備，例如詹姆斯·韋伯空間望遠鏡、大口徑綜合巡天望遠鏡以及30米級地基望遠鏡也會改善我們對星系觀測——幫助科學家更好地理解星系的形成規律。

我們現在知道了奧伯斯佯謬的答案：夜空不是黑暗的；相反，它被所有曾經存在過的星系的光輝照耀著，只是這些光輝難以探測。一直以來，超新星在爆發，氣體雲在發光，新的恆星在形成，它們的光最終都會匯入到那充滿了宇宙每一寸空間的背景輻射中去。

本文作者之一喬爾·R·普里馬克是加利福尼亞大學聖克魯斯分校的傑出榮譽退休物理學教授，他是現代宇宙學、暗物質和星系理論的主要開創者。

本文譯者錢磊是國家天文台副研究員，主要從事有關黑洞吸積和星際介質演化等方面的研究。

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