FoodPro Preloader

Leter etter bakgrunnsstøy: Den kosmiske virkelighetskontrollen


Redaktørens merknad: Vi legger inn denne funksjonen fra vårt problem i mars 2002 på grunn av nyheter fra det amerikanske astronomiske samfunns årlige møte om fenomenet som diskuteres her. Med dagens dagblade ser det ut til å komme frem til en ny astronomisk oppdagelse: en ny himmellegeme, en ny fysisk prosess, en ny form for materie. Vil

Redaktørens merknad: Vi legger inn denne funksjonen fra vårt problem i mars 2002 på grunn av nyheter fra det amerikanske astronomiske samfunns årlige møte om fenomenet som diskuteres her.

Med dagens dagblade ser det ut til å komme frem til en ny astronomisk oppdagelse: en ny himmellegeme, en ny fysisk prosess, en ny form for materie. Vil åpenbaringene ende opp? Vil det noen gang komme en dag da astronomer føler seg overbevist om at de har laget en fullstendig oversikt over universet? Hvis spørsmålet settes så bredt, er svaret klart nei: astronomer vet allerede at ikke alt i universet kan ses direkte, og ytterligere overraskelser er uunngåelige. Men en noe smalere spørsmåls-vil astronomer noensinne fullføre hodetallet av stjerner, galakser og annet lysende materiale? -Har et ganske annet svar. En dag vil faktisk komme når astronomer har utgjort størstedelen av lyset i universet, og den dagen kommer raskt nærmer seg.
Gjennom årene har astronomer utviklet en type kvalitetskontroll som kan signalere om de har gått glipp av en viktig lyskilde. Tanken er å studere et fenomen som de fleste observatører anser for et ubehag: den såkalte bakgrunnsstrålingen. Når forskere i en hvilken som helst disiplin snakker om en "bakgrunn", betyr de vanligvis alt annet enn det de er interessert i. Et teleskop som fanger strålingen fra en stjerne, kan ikke unngå å samle lys fra andre organer nær og langt. Dette fremmede lyset tjener kun til å redusere presisjonen til ønsket mål.
De av oss som studerer bakgrunnsstrålingen fokuserer vår oppmerksomhet nøyaktig på hva våre kolleger forsøker å ignorere. Vi legger først opp alt lyset som kommer fra et gitt område i rommet. Da trekker vi systematisk bidragene fra kjente objekter som stjerner, galakser og gassskyger - samlet, "forgrunnen". Hvis noe er igjen, noe diffust glød av ubestemt opprinnelse, vet vi at vår telling av himmelske gjenstander fortsatt må være ufullstendig .
Noen ganger observeres en diffust glød når objekter er svært nært avstand og teleskopet mangler tilstrekkelig vinkeloppløsning for å plukke dem fra hverandre. Ta for eksempel Melkeveien, noe som er et sløret for det blotte øye. Med et enkelt kikkert kan du se at uskarpheten består av millioner av individuelle lyspunkter. På andre tidspunkter kommer en diffust glød fra en kilde som virkelig er diffus, for eksempel det zodiacal støv av vårt eget solsystem eller gassformige supernovarester av vår galakse. Mange (men ikke alle) av disse kildene i vår galakse og nærliggende galakser er blitt identifisert, slik at de kan betraktes som en del av forgrunnen. Strålingen som kommer fra langt utenfor vår galakse, fyller hele universet, er den kosmiske bakgrunnen.
I løpet av de siste halv tiårene, ettersom følsomheten og oppløsningen av teleskoper har forbedret seg dramatisk, har astronomene utgjort mer og mer av bakgrunnslyset. På den måten har vi oppdaget at våre tidligere lager av universet var ufullstendige: for eksempel hadde vi dårlig underskattet forekomsten av supermassive sorte hull. Langt fra å være isolerte eiendommer, som en gang var trodde, er de overalt. Tidligere studier hadde gått glipp av dem fordi de er kledd av forbløffende mengder støv. Med disse hullene avduket, kan vi snart forklare bakgrunnen fullt ut.
Det er ikke å si at vi vil ha sett alt som er å se. Vi kan ikke mer katalog hver himmellegeme enn en biolog kan telle alle bille. Men akkurat som biologer rettferdig kan hevde å kjenne til alle de store typene, for eksempel landpattedyr, er astronomer i ferd med å identifisere alle de store klassene av lysemitterende gjenstander.


Ikke en hviske blir tapt Når astronomiens avicionados hører ordet "bakgrunn", tenker de umiddelbart på den berømte kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB). Denne gjennomgripende radioemisjonen ser ut til å ha en virkelig diffus opprinnelse, nemlig et varmt plasma som fylte universet da det var bare 400 000 år gammel. Gjennom utvidelsen av universet observeres denne strålingen i dag ved en toppbølgelengde på omtrent en millimeter, tilsvarende en temperatur på 2, 7 kelviner. Studien av spekteret og distribusjonen av CMB har gitt overbevisende bevis for big bang teorien.
Likevel er CMB bare en del av historien. Hele elektromagnetiske bakgrunnen er faktisk en blanding av komponenter, som hver dominerer et bestemt område av bølgelengder. Foruten CMB er den mindre kjente kosmiske røntgen bakgrunnen (CXB), kosmisk infrarød bakgrunn (CIB) og kosmisk optisk bakgrunn (COB).
Den nøyaktige måling av disse komponentene er en av de mest forsøksoppgaver i observasjonell astronomi. Konseptuelt virker det så enkelt: se på himmelen for å måle det totale signalet og trekke deretter alle kjente kilder mellom jord og det dype universet (forgrunnen): støy fra detektorer, signalene fra vårt solsystem, utslipp fra resten av galaksen og så videre. I tillegg må man korrigere for forgrunnsdemping av bakgrunnssignalet.
Å utføre alle disse subtraksjonene med tilstrekkelig presisjon er imidlertid vanskelig; subtraksjon er en operasjon som forsterker feil. I visse bølgelengdebånd er observatører heldige at bakgrunnen er den klareste utslipp i himmelen, men i andre band må de trekke ut en kosmisk hvisking fra forgrunnsbrøl. Ofte er begrensningsfaktoren nøyaktigheten som astronomer kjenner til forgrunnsemisjonen. De prøver å skjære på dette problemet ved å konsentrere seg om himmelens områder som er helt uten stjerner og andre kjente forgrunner - jo mer kjedelig, desto bedre. Til tross for hindringene har observatørene nå bestemt det kosmiske bakgrunnspekteret med ganske høy presisjon over et bredt spekter av spekter.
Røntgenkomponenten, oppdaget i 1962, har en karakteristisk hump på ca. 30 kiloelektron-volt, tilsvarende omtrent bølgelengden som brukes til medisinske røntgenstråler - og en lang hale mot høyere energier, inkludert gammastråler. Under ca 1 keV, og overlejret på dette kontinuumet, er en rekke atomutslippslinjer som ser ut til å være fingeravtrykk av en gass oppvarmet til flere millioner kelviner og mest sannsynlig plassert i eller rundt vår galakse.
På 1970-tallet viste de første røntgensatellittene, som UHURU, ARIEL V og HEAO-1, ​​at høyere-energi-strålingen skulle spredes jevnt over himmelen. Dermed skal opprinnelsen hovedsakelig være ekstragalaktisk: hvis den kom fra vårt solsystem eller galakse, ville lysstyrken være sterkt skjev i visse retninger som tilsvarer planetenes eller galaktiske diskens plan. Gamma-ray-satellitter som SAS-3, COS-B og Compton Gamma Ray-observatoriet har funnet en liknende enhetlighet ved fortsatt høyere energier.
Mens CMB og CXB dominerer himmelen i sine respektive bånd, står de andre kosmiske bakgrunnskomponentene bare for en liten brøkdel av strålingen i deres respektive bølgelengdebånd. For noen år siden oppdaget flere grupper uavhengig av det farinfrarøde bakgrunnssignalet i høyfrekvente halen av CMB [se "Glow in the Dark" av George Musser;, Mars 1998]. I det nær-til midten av infrarøde området, skjuler det lyse zodiaclyset bakgrunnen, slik at astronomer generelt har benyttet seg av interpolerende målinger fra andre bølgelengdebånd. De har også avledet øvre grenser fra observasjoner av høy-energi gamma-stråler: For tykt en tåke av infrarøde fotoner vil forstyrre forplantningen av gammastråler. Bare de siste to årene har observatører gjort direkte målinger ved infrarøde bølgelengder.
I den optiske og ultrafiolette ble de første direkte bakgrunnsmålingene annonsert i desember i fjor av Rebecca A. Bernstein fra University of Michigan og hennes kolleger. Før deres arbeid hadde astronomer støttet seg på begrensninger som ble oppnådd ved å oppsummere lyset fra de svakeste galakser som ses av Hubble-romteleskopet. I ekstreme ultrafiolett blir bakgrunnen skjult av interstellært medium, slik at bakgrunnsnivået kun kan estimeres ved å interpolere mellom ultraviolett og røntgenmåling.


Skjult i bakgrunnen For å bruke bakgrunnsstrålingen som kvalitetskontroll, må astronomene utvikle måter å sammenligne hva som måles med det som forventes. Det er ingen enkel oppgave. Bakgrunnen representerer en sammenflettet blanding av lys fra ulike klasser av astronomiske objekter. Starlight, som er produsert ved termonukleær fusjon, er hovedsakelig begrenset til nær-infrarød, optisk og ultrafiolett bølgelengder. Quasars og andre aktive galaktiske kjerne (AGN), hvis svarte hull suger i materie og effektivt konverterer sin tyngdekraft til stråling, skinner i et meget bredt bånd, fra radio til gamma bølgelengder. Skyer av støv absorberer optisk, ultrafiolett og røntgenlys og reradierer energien i det langt infrarøde. For å komplisere saker ytterligere, kombinerer bakgrunnen lys fra objekter på vidt forskjellige kosmiske avstander og evolusjonære stadier.
En strategi er å gjennomføre intensive undersøkelser av himmelen - å gjøre observasjoner med høyest mulig oppløsning og følsomhet og dermed få en løsning på de spesifikke kildene til bakgrunnen. Ved å sammenligne funnene som er gjort ved forskjellige bølgelengder, kan vi avgjøre hva slags objekter disse kildene er. Denne direkte tilnærmingen kan imidlertid bare oppnå den nødvendige presisjonen for relativt lyse gjenstander i svært begrensede områder av himmelen. For det bredere bildet går vi til en annen teknikk som kalles populationssyntese: Beregn den forventede utslipp fra mulige kombinasjoner av objekter, sammenlign denne prediksjonen med bakgrunnsmålingene, og fortsett å prøve forskjellige kombinasjoner til en ser ut til å passe.
Fordi CXB var den første kjente bakgrunnen, har den blitt studert mer enn de andre bakgrunnskomponentene. Det mest grunnleggende spørsmålet - kommer CXB fra uløste kilder eller en hittil ukjent type diffus gass? Ble diskutert i tre tiår [se "Opprinnelsen til den kosmiske røntgenbakgrunnen" av Bruce Margon;, Januar 1983]. På 1990-tallet avgjorde en indirekte argumentasjon endelig problemet. Hvis CXB kommer fra varm intergalaktisk gass, bør gassen også fungere som en skjerm som forvrenger vårt syn på kosmisk mikrobølgeovn bakgrunn. Spekteret av CMB ville da avvike fra det av en perfekt svartbody. Men CMB-observasjoner, spesielt av Cosmic Background Explorer-satellitten, så ingen slik avvik. Derfor kan bare en liten del av røntgenbakgrunnen komme fra en slik gass; kjøligere gass kan bidra, men for det meste må CXB representere uidentifiserte, diskrete kilder.
Men hva kan disse kildene være? De første intensive undersøkelsene for å svare på dette spørsmålet ble utført tidlig på 1980-tallet med Einstein-røntgensatellitten (HEAO-2) av Riccardo Giacconi, oppdageren av CXB og andre. De løste om en femtedel av røntgenbakgrunnen i diskrete kilder, inkludert kvasarer. ROSAT-satellitten fulgte opp dette arbeidet. I 1984 møtte en gruppe forskere bestående av Giacconi, Maarten Schmidt (kvasens oppdagelsesreisende), Joachim Trümper (faren til ROSAT) og en av oss (Hasinger) på Max Planck-instituttet for ekstremfysikk i Garching, Tyskland, for å starte planlegger dype undersøkelser med den satellitten. Etter ROSAT-lanseringen i1990 ble undersøkelsene et stort foretak som varet i over tiår og involverte et stort antall medarbeidere, mer enn vi muligens kunne liste her.
ROSAT Deep Surveys av den såkalte Lockman Hole-et område nær Big Dipper som er nesten fri for forgrunnsabsorpsjon, er blant de lengste og dypeste røntgen-optiske observasjoner som noensinne er utført. De har løst 80 prosent av røntgenbakgrunnen ved energier på mindre enn 2 keV, et område som astronomer kaller myke røntgenstråler. Hovedflaskehalsen har gjort de optiske identifikasjonene. Vi må se etter kolleger av røntgenkildene på dype optiske bilder, og ofte er de ekstremt svake. Da må vi skaffe sine spektra, som avslører egenskapene til objektene, så vel som deres redshift, et mål på avstand. Dette arbeidet ville ikke være mulig uten det gigantiske Keck-teleskopet, men til og med det 10 meter lange speilet har problemer med å samle nok lys til å måle spektraene til de svakeste optiske motstykkene.
Om lag 80 prosent av ROSAT-kildene har vist seg å være aktive galaktiske kjerner av forskjellige slag, hovedsakelig lysende kvasarer og såkalte Seyfert-1-galakser. De brede utslippslinjene i spektrene til disse AGNene indikerer at vi har et klart syn på de innerste områdene der de monstrøse svarte hullene gorging seg.


Vekk i støv Resten av AGNene viser imidlertid bare smale utslippslinjer eller ingen utslippslinjer i det hele tatt, noe som tyder på at gass og støv blokkerer vårt syn på de sentrale svarte hullene. De er klassifisert som type 2 kvasarer eller Seyfert-2 galakser. Eksistensen av en annen type er fornuftig innenfor rammen av "enhetlig modell" for AGN. Foreslått i midten av 1980-tallet setter den enhetlige modellen ut at alle AGN-er ikke bare inneholder et sentralt svart hull, men også en gass- og støvtråd. Avhengig av hvordan denne torusen er orientert, kan den skjule det svarte hullet. Modellen har siden blitt oppdatert, men den grunnleggende prediksjonen har forblitt den samme: Vi oppfatter enten en ikke-skjult (type 1) eller en skjult (type 2) AGN.
Selv om disse soft-røntgenundersøkelsene viste at AGN er de dominerende kildene til røntgenbakgrunnen, oppstod et tilsynelatende paradoks som astronomer begynte å ansette sin andre strategi for å forstå bakgrunnen, nemlig befolkningssyntese. Når astronomer lagde sammen spekter av forskjellige typer AGN i henhold til deres observerte proporsjoner, burde resultatet ha ligget i spektret til CXB. Det gjorde det ikke. AGN-spektra har en flat eller bolleaktig form, mens CXB-spektret har en topp ved 30 keV.
En løsning på denne uoverensstemmelsen ble foreslått i 1989 av Giancarlo Setti fra Bologna-universitetet i Italia og Lo Woltjer i Haute-Provence Observatory i Frankrike, som på den tiden jobbet sammen på European Southern Observatory i Garching. De antydet at populasjonssyntese modellering ikke hadde lagt AGNene i deres riktige proporsjoner. I motsetning til hva folk hadde tenkt, kunne de fleste kilder til røntgenbakgrunnen være type 2 AGNer. Høyere energi (såkalte harde) røntgenstråler kan trenge inn i støv og gass rundt disse svarte hullene, mens de myke røntgenstrålene absorberes. På denne måten vil det totale CXB-spektrumet være forskjellig fra det for lyse AGN-er.
Plukker opp på denne ideen, prøvde populasjonssyntsmodellere den riktige blandingen av type 1 og type 2-AGN som ville forklare CXB-spektret, idet man tok hensyn til hvordan disse objekter kan utvikle seg over tid. Som vist i 1995 av Andrea Comastri, da ved Max Planck-instituttet for ekstremfysikk, og hans medarbeidere, kan slike modeller gjengi spekteret opptil 300 keV hvis det store flertallet 80-90 prosent av energien produsert av Svarte hull er sluppet av tykke skyer av gass og støv. I så fall var disse dyrene 100 ganger større i tidlig univers enn i dag - en figur som er i samsvar med deres dannelse i nesten alle galakser. De kan ha gått ubemerket hvis det ikke var for den kosmiske røntgenbakgrunnen.
Et tilhørende paradoks vedrører den optiske og infrarøde bakgrunnen (henholdsvis COB og CIB). COB er mest sannsynlig den summerte utslipp av stjerner, redshifted når universet utvides. CIB har derimot spekteret av støv ved en temperatur på 10 til 100 kelviner, også rødskiftet. Energien som representeres av støvutslipp, må til slutt stammer fra stjerner og AGN. Likevel er CIB like lys som eller lysere enn COB. Det er som om månen (som bare reflekterer sollys) var lysere enn solen (kilden til det lyset). Den logiske oppløsningen av dette paradokset, som for xray-paradokset, er at en betydelig brøkdel av strålekilder i universet er innhyllet av gass og støv.
For å bekrefte disse påvirkninger har astronomer studert bakgrunnsstrålingen ved bølgelengder som ville være upåvirket av noe skjult materiale, nemlig harde røntgenstråler. Denne sterke strålingen passerer gjennom støv som om støvet ikke var engang der. De to store, nye røntgenobservatoriene i bane, Chandra X-ray-observatoriet (med fantastisk vinkeloppløsning) og XMM-Newton (med et stort teleskopområde) har utvidet bandet dekket av ROSAT til vesentlig høyere energier, opp til 10 keV, men ikke til toppen av røntgenbakgrunnen. De mest sensitive røntgenundersøkelsene hittil er utført med Chandra i to himmelområder, Chandra Deep Field South og Hubble Deep Field North, av gruppene ledet av Giacconi, som nå er på Johns Hopkins University, og av Gordon P . Garmire av Pennsylvania State University. Disse undersøkelsene har løst minst 80 prosent av den harde røntgenbakgrunnen.
Det optiske matchuparbeidet har nettopp startet. Så langt er kildene en blanding av type 1 og type 2 AGN, i utmerket avtale med modellene. Interessant nok er omtrent 10 prosent av røntgenkildene som Chandra oppdager, svært svake galakser - formentlig normale galakser som ikke inneholder noen AGN. Deres røntgenutslipp er hovedsakelig forbundet med gass oppvarmet av stjernedannelse.


Ditt vennlige Nabolag ULIRG De to hovedstrategiene som brukes til å studere bakgrunnen, gir noe å være ønsket. De intensive undersøkelsene presser teknologien til og utenfor sine grenser, og populasjonssyntese er ganske abstrakt. Astronomer har derfor utviklet en tredje strategi: skure det nærliggende universet for motparter til de fjerne galakser i type 2.
De har funnet sitt svar i galaksen NGC 6240. Det er en av de svarte sauene i Melkeveiens nabolag - et medlem av en eksotisk klasse kjent som ultraluminøse infrarøde galakser (ULIRGs). Slike galakser avgir mesteparten av sin totale energiproduksjon i det fjernt infrarøde, et telltale tegn på at de er mettet med støv. Fordi støv består av tunge kjemiske elementer som syntetiseres i stjerner og spredt gjennom rommet når de stjernene dør, utgjør store mengder støv enorme prostituerte stjerner.
Mens Melkeveien lager noen få nye stjerner om året, må NGC 6240 klukke ut hundrevis. Ikke bare er NGC 6240 ødelagt av stjernedannelse, den er forbannet med et av de mest gresete svarte hullene i det nærliggende universet.
Det samlede spekteret av NGC 6240 har samme form som den kosmiske bakgrunnen. Den inneholder alle ingrediensene vi trenger for å forklare bakgrunnen, selv om vi fortsatt må blande dem i de riktige proporsjonene.
Å se hva NGC 6240 ser ut, har astronomer innsett at den uventede forekomsten av type 2 AGN i tidlig univers har en naturlig forklaring: AGNene ble ledsaget av brister av stjernedannelse. Stjerner spydde støv, som gjemmer hullene fra utsikten. Faktisk indikerer et akkumulerende bevismateriale at stjernedannelse og svart hullmating var mye mer vanlig i fortiden enn i dag. De to prosessene ser ut til å ha truffet sin topp på omtrent samme tid i kosmisk historie.
Hvorfor skjer AGN og starburst hånd i hånd? Ingen vet ennå. Det virker ganske sannsynlig at de to prosessene har samme underliggende årsak: Galaksekollisjoner, noe som fører til at gass spiraler mot midten av galaksen, hvoretter den enten danner stjerner eller faller inn i hullet. Nesten alle ULIRGer, inkludert NGC 6240, viser tegn på at de har gjennomgått en kollisjon med en annen galakse. På den annen side synes ikke alle AGNs å være forbundet med store kollisjoner.
Mange forskere tror at forbindelsen mellom AGN og starbursts kan være mye strammere enn å ha en vanlig drivstoffkilde. Svarte hull kan direkte stoke brann av stjernedannelse, eller stjerner kan hjelpe tragmateriale inn i hullet. Stjerner og supermassive hull kan til og med være symbiotiske, kan ikke eksistere uten hverandre. Slike forbindelser kan utgjøre korrelasjonen mellom egenskapene til galakser og deres sentrale hull [se "The Hole Shebang" av George Musser;, Oktober 2000].
Forsterket av studier av NGC 6240 og dets ilk, har astronomer brukt populasjonssyntese for å se om AGN og starbursts kunne forklare ikke bare røntgenbakgrunnen, men også den optiske og infrarøde bakgrunnen. Svaret ser ut til å være nei. Felles observasjoner av Chandra og SCUBA-instrumentet, som observerer ved submillimeterbølgelengder mellom fjerninfrarød og radio, har ikke klart å merke seg mye overlapping. Omar Almaini fra Det kongelige observatoriet i Edinburgh, Skottland, og hans medarbeidere anslår at opptil 30 prosent av den kosmiske infrarøde bakgrunnen blir til slutt generert av AGN. Hasinger og hans kolleger har kombinertXMM og Infrarød Space Observatory målinger av Lockman Hole, legger en lavere grense-15 prosent-på AGN-bidraget til infrarød bakgrunn.
Elese N. Archibald fra Joint Astronomy Center i Hilo, Hawaii, og hennes medarbeidere har forklart disse funnene som en naturlig sekvens av galakseformasjon. I deres scenario danner hver galakse rundt et såkalt svart hull med relativt lav masse (10 til 1000 solmasser). I første omgang dominerer starlight den totale produksjonen av galaksen, fordi det lille hullet fortsatt må vokse. Hullet gjør det eksponentielt ved å svelge materiale så fort som mulig. Etter ca 500 millioner år er hullet så fett - en milliard solmasser - det fanger materialet uthenger stjernene. En quasar er født. Etter en stund har denne kvasaren spist alt tilgjengelig drivstoff og sovner inntil ny gass faller inn i senteret, våkner den opp. Hullet kan også fusjonere med en annen av samme størrelse.

For å være sikker, tror enkelte forskere at vi fortsatt mangler noe avgjørende stykke av puslespillet, som for eksempel galakser som er for spredt for å se direkte eller stjerner som dannet før galakser gjorde [se «De første stjerner i universet», av Richard B. Larson og Volker Bromm;, Desember 2001]. Andre kilder enn AGN har blitt foreslått for CXBs meget høye energisnål. For eksempel kan en signifikant brøkdel av gammastrålene bli produsert av elektroner som er katapultet til enorme hastigheter under dannelsen av universals storskala struktur.
Videre er det behov for ytterligere intensive undersøkelser for å løsne de ulike prosessene som bidrar til bakgrunnen, og fremtidige observatorier - som Space Infrared Telescope Facility, Herschel Far-Infrared Telescope, Next Generation Space Telescope og Atacama Large Millimeter Array-vil være påkrevd å studere noen av objektene som røntgen satellitter har oppdaget. Røntgenspektrometri ved det planlagte XEUS-oppdraget kan være avgjørende fordi det kan være i stand til å estimere redshifts fra røntgendata alene, og dermed tillate observasjon av objekter for tungt skjult for å være synlig i optikken i det hele tatt. Slikt arbeid kan til slutt forklare den mystiske koblingen mellom galakser og de svarte hullene på sine sentre, avled som dannet først, og beskriv hvordan stjernedannelse relaterer seg til svarthullsaktivitet.

The Bright Night Sky Studiet av bakgrunnen er et klassisk eksempel på hvordan ingenting i astronomi er ganske hva det ser ut til å være. Bare tilstedeværelsen av bakgrunnen indikerer at, til tross for første utseende, er natthimmelen ikke helt mørk. For det meste av menneskets historie ble natthimmets mørke tatt for gitt, og spørsmålet var hvorfor det var slik. I et uendelig univers fylt med stjerner, skal hver synlinje til slutt møte en stjernes overflate. Dimming av starlight med avstand bør nøyaktig avbrytes av økningen i antall stjerner du ser når du ser lenger ut, slik at nattehimmelen skal vises så lys som solens overflate. Dag og natt bør blande seg inn i en.
Dette puslespillet, kjent som Olbers paradoks, ble løst i 1848 av Edgar Allan Poe. I hans prostdikt Eureka hevdet han at stjernene ikke må ha fått nok tid til å fylle universet med lys. Nattenhimmelenes mørke forteller oss da at universet ikke har eksistert for alltid. Ikke bare har den hypotesen stått tidstesten, men det viste seg til slutt å være viktig for å formulere big bang teorien.
Likevel er natten ikke pitch-black; den er gjennomsyret av kosmisk bakgrunn. Selv om vi har gjort mye fremgang i å forklare det, har vi mye igjen å gjøre. Mens 1900-talls tenkere måtte forklare hvorfor nattehimmelen ikke er lys, må moderne kosmologer finne ut hvorfor det ikke er helt mørkt.

OM AUTOREN (S)

GÜNTHER HASINGER og ROBERTO GILLI begynte å jobbe sammen på røntgenbakgrunnsstrålingen ved Astrophysical Institute i Potsdam, Tyskland, hvor Hasinger var regissør og Gilli gjorde noe av arbeidet for sin Ph.D. På tidspunktet da dette ble publisert, var Hasinger direktør ved Max Planck-instituttet for ekstremfysikk i Garching, Tyskland og først og fremst en observatør. Gilli, så på Arcetri observatoriet i Firenze, Italia, var først og fremst en modellfører. Hasinger ble nesten en rockmusiker i stedet for en astronom. Han spilte basgitar og traversfløyte og tok opp sitt første album da moren insisterte på at han registrerte seg ved Universitetet i München, for ikke å miste barnebidrag. Han jammer seg av og til. Gilli, for hans del, ble styrt bort fra en karriere i fotball.

Les dette neste

Anbefalt


Aviation Industry ser ut til å løse et karbonproblemManglende nøytroner kan føre et hemmelig liv som mørk materieKan vi holde flyene trygge uten å drepe så mange fugler?Hva lærer forskere ved å binde fugler?Records from Ancient China Reveal Link Between Epidemics and Climate ChangeMan-Made Genetiske Instruksjoner Yield Living Cells for første gang2017 Var det tredje hotteste året på rekord for USABybeboere Kjør avskoging i 21. århundre