จักรวาลเอกภพวิทยาส่วนใหญ่บอกเราเริ่มต้นด้วยปัง จักรวาลมีแสงมากแค่ไหนที่มันเกิดมาเมื่อ 13.8 พันล้านปีก่อน?
ดูเหมือนจะเป็นคำตอบที่ยากเมื่อเห็นอย่างแรก อย่างไรก็ตามในอวกาศเราสามารถติดตามพวกมันได้ อนุภาคแสงทุกดวงที่กระจัดกระจายจากกาแลคซีและดวงดาวยังคงเดินทางซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมเราสามารถย้อนเวลากลับไปได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์
กระดาษใหม่ใน วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ สำรวจธรรมชาติของแสงพื้นหลังเอกภพหรือ EBL การวัด EBL ระบุว่าทีม“ เป็นพื้นฐานของจักรวาลวิทยาเช่นเดียวกับการวัดการแผ่รังสีความร้อนที่เหลือจาก Big Bang (พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล) ที่ความยาวคลื่นวิทยุ”
ปรากฎว่ายานอวกาศของนาซ่าหลายแห่งช่วยให้เราเข้าใจคำตอบ พวกมันมองดูเอกภพในทุกความยาวคลื่นของแสงตั้งแต่คลื่นวิทยุยาวไปจนถึงรังสีแกมมาที่เต็มไปด้วยพลังงาน แม้ว่างานของพวกเขาจะไม่ย้อนกลับไปที่จุดกำเนิดของเอกภพ แต่มันก็ให้ผลการวัดที่ดีในช่วงห้าพันล้านปีก่อน (เกี่ยวกับอายุของระบบสุริยะโดยบังเอิญ)
มันยากที่จะเห็นแสงพื้นหลังที่เบาบางนี้เทียบกับแสงดาวและกาแลคซีที่ส่องสว่างในทุกวันนี้ยากอย่างที่จะเห็นทางช้างเผือกจากตัวเมืองแมนฮัตตันนักดาราศาสตร์กล่าว
วิธีการแก้ปัญหาเกี่ยวข้องกับรังสีแกมมาและบลาซาร์ซึ่งเป็นหลุมดำขนาดใหญ่ในใจกลางกาแลคซีที่ผลิตไอพ่นของวัสดุที่ชี้ไปยังโลก เหมือนไฟฉาย
blazars เหล่านี้ปล่อยรังสีแกมม่าออกมา แต่ไม่ใช่ทั้งหมดที่มาถึงโลก นักดาราศาสตร์บางคนกล่าวว่า“ ตีโฟตอน EBL ที่ไม่มีโชคร้ายไปพร้อมกัน”
เมื่อสิ่งนี้เกิดขึ้นรังสีแกมมาและโฟตอนจะพุ่งออกมาและสร้างอิเล็กตรอนที่มีประจุลบและโพซิตรอนที่มีประจุบวก
สิ่งที่น่าสนใจยิ่งกว่าคือ blazars ผลิตรังสีแกมม่าในพลังงานที่แตกต่างกันเล็กน้อยซึ่งจะหยุดลงโดยโฟตอน EBL ที่พลังงานต่าง ๆ กัน
ดังนั้นโดยการหาจำนวนรังสีแกมม่าที่มีพลังงานแตกต่างกันโดยโฟตอนเราจะเห็นได้ว่าโฟตอน EBL จำนวนใดอยู่ระหว่างเราและ blazars ที่อยู่ห่างไกล
นักวิทยาศาสตร์เพิ่งประกาศว่าพวกเขาจะได้เห็นว่า EBL เปลี่ยนแปลงไปอย่างไรเมื่อเวลาผ่านไป มองย้อนกลับไปในจักรวาลอย่างที่เราพูดไปก่อนหน้านี้ ดังนั้นยิ่งไกลออกไปเราจะเห็นรังสีแกมมาพุ่งออกมายิ่งดีขึ้นเท่าไรเราก็ยิ่งสามารถแมปการเปลี่ยนแปลงของ EBL ในยุคก่อนหน้าได้
เพื่อให้ได้เทคนิคนี่เป็นวิธีที่นักดาราศาสตร์ทำ:
- เปรียบเทียบการค้นพบรังสีแกมม่าของกล้องโทรทรรศน์อวกาศแกมมารังสีแฟร์กับความเข้มของรังสีเอกซ์ที่วัดโดยหอสังเกตการณ์เอ็กซ์เรย์หลายแห่งรวมถึงหอดูดาวจันทราเอ็กซ์เรย์, ภารกิจสวิฟท์แกมม่าเรย์, Rossi X- ray Timing Explorer และ XMM / นิวตัน สิ่งนี้จะช่วยให้นักดาราศาสตร์ทราบว่าความสว่างของ blazars นั้นแตกต่างกันไปในพลังงานใด
- เปรียบเทียบการวัดเหล่านั้นกับสิ่งที่ถ่ายโดย telscopes พิเศษบนพื้นดินที่สามารถดู“ แกมมา - ฟลักซ์ฟลักซ์” ที่โลกได้รับจาก blazars เหล่านั้น (รังสีแกมมาถูกทำลายในชั้นบรรยากาศของเราและผลิตอนุภาคของอะตอมย่อยเช่น "บูมเสียง" เรียกว่ารังสีเชอเรนคอฟ)
การตรวจวัดที่เรามีในบทความนี้ใกล้เคียงกับที่เราเห็นในตอนนี้นักดาราศาสตร์กล่าวเสริม
“ ห้าพันล้านปีก่อนเป็นระยะทางสูงสุดที่เราสามารถตรวจสอบได้ด้วยเทคโนโลยีปัจจุบันของเรา” อัลแบร์โตโดมินเกซผู้เขียนรายงานกล่าว
“ แน่นอนว่ามี blazars อยู่ห่างออกไป แต่เราไม่สามารถตรวจจับพวกมันได้เนื่องจากรังสีแกมมาพลังงานสูงที่พวกมันเปล่งออกมานั้นถูกทำให้อ่อนลงโดย EBL เมื่อพวกเขามาถึงเรา - อ่อนแอดังนั้นเครื่องมือของเราจึงไม่ไวพอที่จะตรวจจับ .”
ที่มา: ศูนย์ประมวลผลการคำนวณประสิทธิภาพสูงแห่งมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย
