自古至今，所有星系中的所有恒星发出的光汇聚成了弥漫整个宇宙的背景光。现在，天文学家正从这些光中阅读宇宙的历史。
夜空为什么是黑暗的？如果宇宙中有数十亿个星系，每一个星系都包含数十亿颗恒星，而这些恒星在数十亿年中持续发光，那么，为什么宇宙没有淹没在炫目的强光中呢？
19世纪20年代，德国天文学家威尔海姆·奥伯斯就思考了这个问题，后来，这个谜题被称为奥伯斯佯谬。从那时开始，天文学家和哲学家在数个世纪中一直在思索：为什么夜空是黑暗的？而这种黑暗又表明宇宙具有什么样的性质？事实证明，这些学者意识到了一些真正深刻的问题。
宇宙中大多数的光是我们无法轻易看到的。即使在远离地球和银河系恒星光照的深空中，星系际空间的天空也不是完全黑暗的。
这里存在所谓的河外背景光（EBL）。EBL由曾经存在过的所有恒星和星系发出的所有光子组成，它囊括了从紫外到远红外的所有波段，从宇宙诞生到现在的所有时间的光。来自遥远星系的EBL是暗弱的，因为相对于发光（或曾经发光）星系的数量，星系外的空间是极为辽阔的。因为宇宙正在膨胀，所以星系在宇宙的漫长历史中发出的光子散布到了空旷的空间中，从而被稀释了。
并且，因为这种膨胀，来自遥远星系的光发生了“红移”——波长变长，靠近电磁谱的红端，离开了可见光波段。
天文学家早已意识到应该存在河外背景光，却一直无法精确地测量。在2012至2013年间，使用费米γ射线望远镜和名为大气切伦科夫望远镜的地基高能γ射线探测器的数据，本文作者多明格斯、普里马克等研究者首次准确测量出了河外背景光。
有趣的是，因为绝大部分EBL来自恒星，要么是它们直接发出的星光，要么是尘埃被恒星加热后发出的波长更长的光，所以背景光相当于一份来自远古的记忆——在宇宙不同时期，恒星是如何形成的。实际上，EBL的测量能帮助我们探索从古至今的星系演化。最终，这或许可以让我们研究130亿年之前的第一代星系——这些星系的光太暗了，没办法用当前的望远镜进行直接观测。
奥伯斯佯谬在20世纪60年代之前主要还是一个哲学问题。
那时，跨越整个电磁波谱的精彩天文发现正在将宇宙学由单纯的猜测变为一门有坚实观测基础的科学。研究者发现了一系列奇特的河内及河外天体。逐渐变得清楚的事实是，河外空间中的光子向四面八方飞奔着，它们组成的稀薄光子“气体”充盈着整个宇宙。这些光子有各种频率——换句话说，有各种能量（短波长对应较高频率和能量；长波长对应较低频率和能量）。这种“气体”包括EBL，还有其他在各个方向都能看到的辐射场。
其中最亮的是源于大爆炸的宇宙微波背景辐射（CMB）。1965年，阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·W·威尔逊在AT&T的贝尔实验室工作期间发现了CMB，他们为此获得了1978年诺贝尔物理学奖。
EBL——包含了近紫外、可见光和红外光的宇宙背景辐射——能量和强度仅次于CMB。然而，和CMB不同，EBL的成分并不都是同时产生的。相反，它是在数十亿年的时间里积累起来的，始于大爆炸大约2亿年后第一代星系的第一代恒星的形成。实际上，由于不断有新的恒星诞生并发光，时至今日EBL仍然在增长。
通过望远镜收集光子直接测量EBL，就像是试图在纽约时代广场明亮的剧院和摩天大楼之间观测暗淡的银河。
在可见光和红外波段，EBL会受到很多干扰。地球身处一个包含大量恒星和发光气体云的极为明亮的星系中，这些天体发出的光会盖过河外背景光。对于直接观测EBL而言更糟糕的是，地球位于采光极佳的太阳系中：近地轨道上的尘埃所散射的太阳光形成了黄道光。在一年中的某些时候，黄道光非常明亮，甚至可能被人误认为黎明的曙光。而且，黄道光的波长和EBL类似。
当暗弱的EBL光子被淹没在亮得多的太阳系和银河系的光芒中，天文学家还有希望分离、捕捉和证认它们吗？没有。地面和空间的望远镜从未令人信服地直接测量出EBL。在2000年，加利福尼亚大学圣克鲁兹分校的皮耶罗·马道和意大利博洛尼亚天文台的露西娅·波泽蒂计算了哈勃空间望远镜探测到的星系所发出光的总和。不过这项研究没有包括过暗的星系或其他可能的光源，这意味着它给出的只是EBL在各个波段亮度的下限。
2011年，本文作者多明格斯和普里马克，以及合作观测者将地面和空间望远镜观测到的红外和可见波段的光加起来，给出了一种更严格的EBL下限。这些光有些源于临近的星系，最远的则来自80亿年前——比宇宙年龄的一半略长，天文学家用“红移为1”描述这样的距离。我们测量了不同距离——也就是宇宙不同时期的星系发光波长的变化模式。这个方法让我们得到了目前对EBL基于观测的最佳估算结果。
我们采用两种不同的方法把波长变化模式外推到红移大于1的星系，估算了来自那些更远、更古老星系的EBL的上限和下限。
然而，要突破极限——真正测量河外背景光的亮度——天文学家需要采用其他方法。早在20世纪60年代，研究者就开始考虑通过EBL与其他更容易看到的光的相互作用寻找它们。事实证明，光子可以和其他光子碰撞。具体地说，高能γ射线可以与低能光子，例如可见光波段的星光碰撞，产生一个电子和一个正电子。
一些天文学家开始思考：如果来自遥远的宇宙源的高能γ射线在飞向地球的途中与低能的EBL光子碰撞会发生什么？EBL光子能否有效地拦截γ射线，减弱从地球上看到的γ射线源的表观亮度？科学家推断，如果能探测出γ射线的衰减程度，那么就有可能揭示EBL的组成。
直到1992年，这个设想还纯粹是理论上的推测。那一年，康普顿γ射线天文台上搭载的美国航空航天局的EGRET发现了一种新的γ射线源。
这些源被称为耀变体：中心含有超大质量黑洞的星系，其发射γ射线的强喷流正好指向地球，就像手电筒的光束一样。这些喷流发出的γ射线能量高得惊人，可以达到数十亿电子伏——也就是说，吉电子伏（简写为GeV）。事实上，一些耀变体，例如Markarian 421发出的γ射线能量已经达到了匪夷所思的20万亿电子伏（TeV），换句话说，大约是医用X射线能量的1亿倍。
耀变体Mrk 421距离地球大约4亿光年，以河外距离的标准看是相对较近的。不过，在20世纪90年代，这一强大γ射线源的发现让普里马克不禁好奇：在更遥远的宇宙深处是否可能存在类似的TeV能量耀变体，它们能否用于探测EBL。在随后的一些年，天文学家的确发现了其他更加遥远的、辐射能量达到TeV级别的γ射线耀变体。
而在2006年，多明格斯开始致力于研究如何使用耀变体来测量EBL，那时他在西班牙的塞维利亚大学开始了博士阶段的研究工作，用MAGICγ射线天文台研究耀变体。
2012年，多明格斯参与了马尔科·阿耶洛领导的一项研究，近150位科学家参与其中，他们对EBL吸收了多少耀变体的光进行了第一次测量。
这个研究组仔细查看了美国航空航天局的费米γ射线空间望远镜的数据，分析了它对150个位于不同距离的耀变体进行观测得到的数据。研究者测量了这些耀变体的γ射线随距离增加（也就是经过了更厚的EBL）的衰减程度。这些耀变体最远达红移1.6，我们观测到的是它们在100亿年前发出的光。
为改进这种测量的结果，天文学家需要更好地理解耀变体的内禀性质，从而知道耀变体实际上发射了多少不同能量的γ射线（在γ射线穿越数十亿光年的河外空间，与EBL光子碰撞而被吸收之前）。估算耀变体初始能量输出的最好方法是将耀变体运行的理论模型——特别是它们产生高能γ射线的机制——与望远镜对耀变体低能γ射线和X射线（它们不会被EBL吸收）的观测结合起来。很多耀变体的高能γ射线被认为源于所谓的同步自康普顿散射。
在耀变体喷流中，高能的电子和正电子束与磁场发生相互作用，进而发出X射线。部分X射线随后又与高能电子碰撞（术语称为康普顿散射），能量升高，成为γ射线。利用同步自康普顿模型，我们可以根据能够直接观测到的低能γ射线，来预测高能γ射线在衰减前的强度。
最终，在2013年，多明格斯、普里马克、海军研究实验室的贾斯廷·芬克、安达卢西亚天体物理研究所的弗朗西斯科·普拉达以及其他三位研究者整理了美国航空航天局的6个空间望远镜和数个工作在不同波段的地基望远镜的数据，找出了它们在同一时间对15个不同距离的耀变体的观测。
其中，费米γ射线空间望远镜观测的是耀变体的γ射线，而钱德拉X射线天文台、Swift卫星、Rossi X射线计时探测器和XMM-Newton卫星观测的是它们的X射线强度，地面天文台观测的则是光学和射电波段的辐射。我们比较了同一个耀变体在不同波段的观测结果。
把不同波段的观测结果与耀变体能量输出的同步自康普顿模型放在一起比较，我们就能计算其中9个耀变体发出的TeV级γ射线在衰减前的原始亮度。
随后，我们再用这些计算结果，与地基望远镜直接观测到的、衰减后的γ射线进行比较。通过观测不同距离上的耀变体发出的不同能量范围的γ射线，我们最终找到了EBL留下的印记，测量出了EBL。河外背景光难以直接探测，因为它比前景上的太阳系和银河系暗得多。但是当来自遥远天体的γ射线与EBL光子碰撞时，它们能产生一个电子及正电子。基于这个现象，研究者通过观测EBL对耀变体γ射线的吸收来测量它。
探测EBL是观测天文学中最艰巨的挑战之一——捕捉这种暗弱而弥散的信号需要协调全世界的望远镜和研究者同时对极遥远的天体进行观测。探测EBL也为我们提供了一种研究宇宙历史的有力工具。当初，在20世纪90年代，几乎在天文学家意识到耀变体对于研究EBL可能有用的同时，普里马克和唐·麦克明就开始研究，这样的测量是否有助于揭示星系演化的秘密。
关于星系形成，我们仍有很多基本的问题需要解答，比如，不同演化阶段的星系中大质量恒星有多常见？尘埃是怎样吸收星光，并在更长的波长上把能量重新发射出来的？还有，在宇宙的不同时期，星系中形成的恒星数目有何变化？不同距离的耀变体发出的γ射线穿过了总量不同的EBL，麦克明和普里马克想知道，它们能否打开一扇扇窗口，让科学家研究宇宙中各个恒星形成时期。
举例来说，我们知道，早期宇宙中的遥远星系看起来和近邻星系大为不同：它们是致密而扭曲的，不是光滑的椭球或华丽的旋涡。它们之所以形状扭曲，一定程度上是早期星系间的碰撞所导致的，因为早期宇宙比现在稠密得多。早期星系在红外波段的辐射要比近邻星系强得多。这表明，远古星系产生的EBL和现在的星系发出的EBL，在光谱上是不同的。
于是，遥远的，也就是远古的EBL光子吸收γ射线的模式，也应该与近处的EBL光子不同。事实上，在1994年，麦克明和普里马克已经进行了很多初步的理论建模工作，并断言，影响EBL特征的主导因素应该是光子发出时，星系处于形成过程的哪个阶段。基于不同的宇宙学假设，我们预测了EBL所导致的γ射线衰减是如何随时间变化的。
最终证明，通过测量EBL光子对不同距离的TeV耀变体γ射线的吸收，有可能区分不同的星系演化理论。
现在，既然我们已经利用耀变体的γ射线衰减，完成了对EBL的第一次测量，接下来我们就要开始研究这些数据，描绘出整个宇宙历史中恒星和星系形成的图像。例如，我们测量的EBL光谱能显示出，在恒星形成的巅峰期（“宇宙正午”，80亿到120亿年前）发生了什么。
EBL光谱上有两个凸起：一个代表了来自恒星的紫外和可见光，另一个更大的凸起出现在波长较长的远红外波段。这第二个凸起看起来是源于尘埃。我们知道，爆发的恒星产生了包裹并遮蔽恒星形成区的尘埃，在“宇宙正午”，尘埃吸收了大部分星光并在红外波段把能量重新发射出来。EBL为我们提供了一种方法来研究，这种被尘埃遮蔽的星系（昵称为“DOG”）在这一时期到底有多常见。
而对于理解地球这类岩质行星的形成规律，这是一个很重要的因素，因为岩质行星含有大量宇宙尘埃。
实现一个跨越20年的梦想是多么令人满足的经历啊。在这期间，来自不同仪器的观测证实了各种推测。此外，研究这些新数据，利用对EBL演化的认识揭示宇宙的演化规律，又是多么的激动人心。
同样地，未来的EBL研究能为我们提供宇宙更早时期的信息。
如果我们能扩展对EBL的观测，把更高红移的γ射线源也包括进来，那么天文学家就能研究宇宙在大爆炸后的第一个10亿年中是怎样发生再电离的（当时，来自第一代恒星的紫外线剥离了氢原子上的电子）。目前，正在设计的国际切伦科夫望远镜阵列的主要任务，就是研究上述问题。这个项目将在南、北半球各设一个台址，建造全新的大型望远镜阵列。这些望远镜将配备一系列适于探测不同能量的γ射线的仪器。
在我们更好地理解和量化EBL之后，我们就能扣除掉它对耀变体和γ射线暴的观测的影响，从而更全面地认识这些奇特天体自身的性质。
同时，用我们的γ射线衰减方法直接测出的EBL强度，和通过观测早期宇宙中的星系独立估算出的EBL强度是一致的。这样的一致性表明，通过γ射线衰减，的确可以测量出宇宙中的星系在光学和近红外波段发出的光，也就是EBL，这帮助我们为这个问题下了定论。
随着观测手段的进步，这两种方法测量出的EBL强度有可能变得更为接近。如果是这样的话，就表明宇宙中来自恒星和星系之外的光（例如，早期宇宙残留的某种粒子衰变发出的光）是非常少的，可以为这类光的强度确定一个严格的上限。但更精确的观测也可能让两种方法测出的EBL出现差异，这就意味着有天文学家未知的新天体物理现象存在（例如，存在某种能转变为γ射线的奇异粒子）。
现有的设备和筹建中的切伦科夫望远镜阵列将帮助我们更好地观测γ射线。此外，未来的观测设备，例如詹姆斯·韦伯空间望远镜、大口径综合巡天望远镜以及30米级地基望远镜也会改善我们对星系观测——帮助科学家更好地理解星系的形成规律。
我们现在知道了奥伯斯佯谬的答案：夜空不是黑暗的；相反，它被所有曾经存在过的星系的光辉照耀着，只是这些光辉难以探测。一直以来，超新星在爆发，气体云在发光，新的恒星在形成，它们的光最终都会汇入到那充满了宇宙每一寸空间的背景辐射中去。