Galaktikaväline taustvalgus

Hajus **galaktikaväline taustvalgus** (inglise keeles *extragalactic background light*, *EBL*; selle ultravioletset ja nähtavat osa koos nimetatakse *CUVOB*, *Cosmic Ultraviolet/Optical Background*) on vaadeldavas universumis olev osa kogu akumuleerunud elektromagnetkiirgusest, mille on kosmilise aja jooksul tekitanud galaktikavälised allikad – täheteke ja väikeses osas aktiivsed galaktikatuumad. See on suures mastaabis ligikaudu isotroopne punanihke tõttu nihkunud elektromagnetkiirgus infrapuna-, ultraviolett- ja optilisel spektrialal. Galaktikavälise taustkiirguse allikate seas on ka need, mida eraldi ei ole võimalik tuvastada. Sõna "valgus" kasutatakse siin laias tähenduses: see hõlmab lisaks nähtavale valgusele kogu spektriosa ultraviolettkiirgusest kuni infrapunakiirguseni.

Galaktikaväline taustvalgus on osa hajusast galaktikavälisest taustkiirgusest, mis hõlmab kogu elektromagnetspektrit alates raadiokiirgusest kuni gammakiirguseni. Hajusa galaktikavälise taustkiirguse teised komponendid on kosmiline raadiotaustkiirgus, kosmiline mikrolaine-taustkiirgus, kosmiline röntgentaustkiirgus ja hajus galaktikaväline gammakiirgus ehk kosmiline gammataustkiirgus.

Galaktikaväline taustvalgus on kosmilise mikrolaine-taustkiirguse järel energiarikkuselt teine hajus taustkiirgus, mistõttu on see oluline vaadeldava universumi kogu energiabilansi mõistmiseks.

Galaktikavälised allikad annavad umbes 1% taeva heledusest spektrivahemikus ultraviolettkiirgusest kuni infrapunakiirguseni. Maapealsed valgusallikad, sodiaagivalgus ja galaktilised allikad varjutavad galaktikavälist taustvalgust, nii et seda on raske eristada ja mõõta. 

## Tähtsus kosmoloogias ja Galaktika-välises astronoomias
Et kõigist suundadest saabuva kiirguse ühtlus (kiirguse isotroopia) võimaldab tõlgendada selle energia spektraaljaotust universumi globaalse omadusena, on see oluline vahend tähetekke modelleerimiseks ja mudelite täpsustamiseks, sest me saame teada, kui palju energiat tekkis eri lainepikkustel, kui palju valgust neelas ja reemiteeris kosmiline tolm ja kui aktiivne oli täheteke eri ajastutel.

Galaktikaväline taustvalgus on üks vaatleva kosmoloogia uurimisobjekte. See moodustab olulise osa elektromagnetkiirgusest, mis on vabanenud tuumareaktsioonide ja gravitatsiooniliste protsesside käigus alates rekombinatsiooniajastule järgnenud ajast, mil universum muutus läbipaistvaks. Selle kiirguse lainepikkus on punanihke tõttu nihkunud ja seda on muutnud neeldumine kosmiliselt tolmult ja taaskiirgumine sellelt (tavaliselt pikemal lainepikkusel). Galaktikavälise taustvalguse tugevus ja spektraaljaotus võimaldavad teha järeldusi galaktikate ja nende koostisosade tekke ning arengu kohta.

Galaktikavälise taustvalguse mõistmine on fundamentaalse tähtsusega ka Galaktika-välise väga kõrgete energiate (30 GeV – 30 TeV) astronoomia jaoks. Kosmoloogilistelt kaugustelt saabuvad väga kõrge energiaga footonid nõrgenevad paaritekke tõttu vastastikmõjus galaktikavälise taustvalguse footonitega. See vastastikmõju sõltub galaktikavälise taustvalguse energia spektraaljaotusest. Sellepärast on tarvis teada galaktikavälise taustvalguse energia spektraaljaotust, et uurida väga kõrge energia allikate kiirguse sisemisi omadusi. Vastavus tuleneb sellest, et elektron-positronpaari teke on kõige tõenäolisem siis, kui kahe footoni energiate korrutis (vastassuunalise liikumise korral) ületab läve mõõdukalt, sest ristlõike maksimum on läve lähedal. Paaritekke lävetingimus on E1​E2​(1−cosθ)≥(me​c²)², kus E1 ja ​E2 on footonite energiad, θ on nende kiiruste vaheline nurk, me on elektroni mass ja c on valguse kiirus. Antud energiaga gammakvant interakteerub kõige tõenäolisemalt selliste galaktikavälise taustvalguse footonitega, mille energia annab paaritekke lävetingimusele lähedase invariantse energia (süsteemi energia massikeskme taustsüsteemis). Seetõttu neeldub näiteks 1 TeV gammakiirgus peamiselt lähiinfrapunases taustvalguses (suurusjärgus 0,1–1 eV). Eri energiaga gammakiirgus "sondeerib" galaktikavälise taustvalguse spektri eri osi. Umbes 100 GeV gammakiirgus interakteerub peamiselt optilise valgusega (umbes 1–3 eV), umbes 1 TeV gammakiirgus peamiselt lähiinfrapunakiirgusega ( umbes 0,1–1 eV) ja umbes 10 TeV gammakiirgus sügavama infrapunakiirgusega (umbes 0,01 eV).

18. sajandil mõeldi universumit staatilise, lõpliku ruumalaga ja ühtlaselt tähtedega täidetud süsteemina. Aruteludest Olbersi paradoksi ümber tekkis raamistik, millest hiljem arenes välja galaktikavälise taustvalguse mõiste. Eeldati, et kaugusel *r* asuvate taevakehade kogukiirgus on võrdeline r²-ga, sest selle ruumi ruumala, kus kiirgavaid taevakehi saab olla, on võrdeline kauguse ruuduga. Samuti eeldati, on leviva kiirguse tugevus on pöördvõrdeline kiirgusallika kauguse ruuduga. Järelikult jõuab vaatlejani igast kaugusest võrdne kogus kiirgust. Seega peaks öötaevas olema ühtlaselt hele, sama hele kui päevataevas. Kuid ta on siiski tume. See vastuolu, millele osutasid Heinrich Wilhelm Olbers ja teised, ongi Olbersi paradoks. Seda on lihtne lahendada, kui eeldada, et universum paisub, valguse kiirus on lõplik ja tähtede eluiga on lõplik. Uurides universumi kiirguse kogusummat ja jaotust, jõutigi hiljem galaktikaväline taustvalguse mõisteni. Nimelt märgati, et universumist tuleb pidev hajus kiirgus, mis näib tulevat igast suunast ja mis ei pärine ainult lähikonna tähtedelt, vaid kõigi galaktikate kogumist.

## Galaktikavälise taustvalguse allikad

Galaktikavälise taustvalguse peamised allikad on tähed. Need on universumis kõige arvukamad ja püsivamad kiirgusallikad. Tähed kiirgavad kogu elektromagnetspektri ulatuses, eriti ultraviolettkiirgust, nähtavat valgust ja infrapunakiirgust, mis moodustavad galaktikavälise taustvalguse peamise spektriosa. Röntgenikiirgust ja gammakiirgust tuleb neilt vähe. Tähed paiknevad ka hajusalt üle universumi. Teised kiirgusallikad annavad galaktikavälise taustvalguse koguenergiasse väiksema panuse ning nende kiirgus on sageli kitsamas spektriosas või lokaalsem.

Ultraviolettkiirgus (lainepikkus umbes 0,1–0,4 μm) pärineb peamiselt galaktikatest, kus on palju kuumi suure massiga noori tähti. Need põlevad eredalt ja on lühikese elueaga ning kiirgavad palju energiat ultraviolettkiirgusena. Punanihe on z ≈ 6...10, nii et tegu on kaugete varajaste (umbes 500–900 miljonit aastat pärast Suurt Pauku) tähtedega. Need tähed kiirgavad tugevalt ultraviolettkiirgust, mis on varajase universumi galaktikavälise taustvalguse peamine komponent. Ultraviolettfootonid neelduvad osaliselt tähtedevahelises tolmus ja see energia kiiratakse uuesti välja infrapunakiirgusena, tavaliselt lainepikkustel üle 10 μm (kauginfrapunakiirgus).

Nähtava spektriosa (0,4–0,7 μm) galaktikaväline taustvalgus pärineb vanematelt ja noorematelt tähtedelt segapopulatsioonina, mille punanihe on ligikaudu z ≈ 1...3. Vanemad tähed annavad väiksema punanihkega valguse, nooremad suurema punanihkega valguse. Valguse maksimum tuleb keskmise vanusega tähtedelt.

Valdav osa tähtede kiirgusest on kauginfrapunakiirgus. Energia maksimum spektris on lainepikkustel umbes 1–1,5 μm. Ühelt poolt on kõige varajasemad tähed ühtlasi kõige kaugemad ja nende kiirgus on punanihke tõttu nihkunud pikematele lainepikkustele. Teiselt poolt neelduvad ultraviolettfootonid tähtedevahelises tolmus ja kiiratakse uuesti välja kauginfrapunapiirkonnas (lainepikkustel üle 10 μm). Lühilainelise valguse neeldumine kosmilises tolmus on nii tõhus, et umbes 30% tähetekkest ei ole vaadeldav lainepikkustel alla 1 μm.

Osa kiirgusest ei pärine tähtedelt. Ka mustade aukude ümbruses paikneva akretsiooniketta gravitatsiooniline kiirendus ja osakeste lagunemisel tekkiv röntgenikiirgus ja gammakiirgus annavad galaktikavälisesse taustvalgusse väikese, kuid mõõdetava panuse. Kuum gaas temperatuuril umbes 10⁶ K kiirgab röntgenikiirgus, külm gaas temperatuuril umbes 10⁴ K põhjustab neeldumisjooni kvasarite spektrites ja gaasi temperatuuril umbes 10⁵ K saab tuvastada üksnes ühekordselt ioniseeritud heeliumi He II (He+) punanihkunud joone järgi lainepikkustel 30,4 nm ja 121,6 nm.

## Vaatlused
Galaktikavälise taustvalguse otsene tuvastamine lainepikkuste vahemikus 0,1 µm – 1 mm on keeruline, sest sodiaagivalguse ja lahutamata allikate (näiteks kaugete galaktikate) tugevust on raske täpselt määrata. Sodiaagivalgus on mitme suurusjärgu võrra tugevam kui galaktikaväline taustvalgus. Sellepärast on kirjanduses esitatud galaktikavälise taustvalguse kiirgusvälja erinevaid väärtusi. Otsene tuvastamine on seni piirdunud peamiselt optilise spektrialaga, sest ultraviolettalal on kiirgusdetektorite tundlikkus väike ning kauginfrapunakiirguse spektrialal on piiratud nurklahutus, samuti segab kosmiline tolm. Mitmed uurimisrühmad on väitnud, et nad on tuvastanud galaktikavälise taustvalguse optilisel ja lähiinfrapunasel spektrialal. Siiski on pakutud, et need analüüsid võisid olla saastunud sodiaagivalgusega. Hiljem on kaks sõltumatut rühma, kes kasutasid erinevaid meetodeid, teatanud galaktikavälise taustvalguse tuvastamisest optilisel spektrialal ilma sodiaagivalguse saasteta. Yoshifumi Matsuoka jt kasutasid sondide Pioneer 10 ja Pioneer 11 andmeid Päikesesüsteemi äärealadelt, kus sodiaagivalgus on nõrk. Kalevi Mattila jt kasutasid uudset tumeda pilve meetodit. 

Galaktikavälise taustvalguse võimalikku kogust saab hinnata ka teiste meetoditega. Galaktikate süvavaatluste põhjal on võimalik määrata alumisi piire: liidetakse kõigi nähtavate galaktikate valgus. 

Seevastu galaktikaväliste allikate vaatlused väga kõrgete energiate astronoomias seavad galaktikavälise taustvalguse tugevusele ülempiire: kui näeme väga kauget ja väga kõrge energiaga gammakiirguse allikat, siis ei saa taustvalgus liiga tugev olla, muidu neelaks see saabuvat gammakiirgust nii palju, et me seda allikat nii suurtel energiatel ei näeks.

On veel üks viis galaktikavälise taustvalguse tugevuse ülempiiri hindamiseks. Suure punanihke korral (*z* > 2) mõjutab galaktikaväline taustvalgus neeldumisjoonte tugevust mõnede kvasarite ja blasarite spektrite Lyman-alfa metsa piirkonnas. See võimaldab seada galaktikavälise taustvalguse kiirgusvälja tugevusele ülemise piiri. Suure punanihke korral on vaadeldav taevakeha, näiteks kvasar, väga kauge ja selle valgus on läbinud palju kosmilist gaasi. Selle spektris on palju väga tihedalt paiknevaid neeldumisjooni, sest selle valgus läbib teel palju vesinikupilvi ning iga pilv neelab kindla lainepikkusega kiirgust (Lyman-α üleminek) ja pilvede erineva kauguse tõttu on iga neeldumisjoon erineva punanihkega. Need neeldumisjooned moodustavad Lyman-alfa metsa. Galaktikaväline taustvalgus sisaldab ka ultraviolettkiirgust, mis ioniseerib osa kosmilisest vesinikust (rebib elektroni vesinikuaatomist lahti): H0 + γ → H+ + e−. Fotoionisatsioonikiirus sõltub ultraviolettkiirgustausta intensiivsusest ja vesiniku neeldumislõikepindalast. Mida tugevam on ultraviolettkiirgustaust, seda rohkem on ionisatsiooni. Vabad elektronid võivad uuesti prootonitega ühineda (rekombineeruda): H0 + e− → H+ + γ. See taastab neutraalse vesiniku. Ioniseerumise ja rekombineerumise tasakaal on ionisatsioonitasakaal. Tasakaalus kehtib Γ𝑛𝐻0 = 𝛼𝑛𝑒𝑛𝐻+, kus Γ on fotoionisatsioonikiirus, mis sõltub galaktikavälisest taustvalgusest, 𝑛𝐻0 on vesinikuaatomite arvtihedus, 𝛼 on rekombinatsioonikordaja, 𝑛𝑒 on elektronide arvtihedus ja 𝐻0 on vesinikioonide arvtihedus. Kui ultraviolettkiirgustaust suureneb, siis Γ suureneb ja neutraalse vesiniku kogus pilvedes väheneb. Lyman-α neeldumisjoone tugevust kirjeldab optiline sügavus 𝜏, mis on võrdeline vesinikuaatomite arvtihedusega. Kui neutraalset vesinikku rohkem, siis neeldumine on tugevam, kui vähem, siis nõrgem. Neeldumisjooned on seda tugevamad, mida tugevam on neeldumine. Optiline sügavus on pöördvõrdeline fotoionisatsioonikiirusega. Mida tugevam on ultraviolettkiirgustaust, seda väiksem on optiline sügavus. Kui galaktikaväline taustvalgus oleks väga tugev, siis fotoionisatsioonikiirus oleks väga suur ja vesinikuaatomite arvtihedus väga väike. suur osa vesinikust oleks ioniseeritud ja Lyman-α neeldumisjooned oleksid palju nõrgemad või harvemad, Lyman-alfa mets oleks väga nõrk. Kui tegelike kvasarite spektrite neeldumisjooned on teatud tugevusega, siis galaktikaväline taustvalgus ei saa olla tugevam kui väärtus, mis need jooned praktiliselt ära kaotaks. See ongi galaktikavälise taustvalguse kiirgusvälja tugevuse ülemine piir. Suure punanihke valik galaktikavälise taustkiirguse hindamiseks tuleb sellest, et varajases universumis oli galaktikate vahel rohkem vesinikku ja vähem tolmu ning muud valgust neelavat materjali, mistõttu Lyman-alfa mets on tihedam ja tugevamate joontega tundlikum ultraviolettkiirgustausta suhtes ning seetõttu paremini statistiliselt analüüsitav.
 
Kõrge energiaga gammakiirguse puhul võib toimuda vastastikmõju galaktikavälise taustvalgusega, mille käigus osa gammakiirgusest muundub elektron-positronipaarideks (paariteke). Need ülirelativistlikud (valguse kiiruse lähedase kiirusega) paarid hajutavad omakorda kosmilist mikrolaine-taustkiirgust Comptoni pöördhajumise kaudu, põrkudes kosmilise mikrolaine-taustkiirguse footonitega, nii et tekib gammakiirgus, mida nimetatakse sekundaarseks gammakiirguseks. Seda sekundaarset kiirgust pole seni otseselt tuvastatud, sest see on väga nõrk ja hajus. Siiski saab jälgida, kui palju algne kaugete allikate gammakiirgus on neeldumise või muundumise tõttu nõrgenenud. See võimaldab hinnata galaktikavälise taustvalguse tugevust ja arengut ning määrata selle kiirgusvälja tugevuse ülempiiri.

2018. aasta novembris teatasid astronoomid, et galaktikavälise taustvalguse footonite koguarv on hinnanguliselt 4 × 1084 .

### Ultraviolettvahemik (100–250 nm)

Et Maa atmosfäär on umbes 310 nanomeetrist lühema lainepikkusega footonitele läbipaistmatu, saab vaatlusi teha ainult kõrgatmosfäärirakettidega või kosmosest. Esialgseid katseid vaadelda kauget ultraviolett-taustkiirgust ajendas asjaolu, et sodiaagivalgus, mis on ainus ere ja lähedane allikas, väheneb spektris alates umbes 400 nanomeetrist järsult ja muutub alla 200 nm juures tühiseks. Mõõtmised osutusid oodatust palju keerulisemaks ja esialgsed tulemused erinesid üksteisest kuni kolme suurusjärgu võrra. Tagantjärele on selge, et kasutatud instrumentide kehv ruumiline lahutusvõime tegi Linnutee galaktika tähtede valguse eemaldamise mõõtmistulemustest äärmiselt raskeks. Lisaks andsid üle 300 km kõrgusel märkimisväärse panuse taustkiirgusse aatomite ja lihtsamate molekulide (H I, O ja NO) joonspekter ning Päikesest pärinevad Lymani-alfa footonid, mis mõjutasid eriti raketimõõtmisi.

Kiire areng algas 1980. aasta paiku ultraviolettkiirguse detektorite täiustumisega, mis tõi kaasa parema lahutusvõime ja suurema tundlikkuse. 
Üksteist kinnitavad tulemused näitavad, et ultraviolett-taustkiirgus pärineb peamiselt Linnutee galaktikast ning ainult väiksem osa on galaktikaväline. Suur osa Linnutee galaktikast pärinevast kiirgusest hajub tähtedevahelises tolmupilves. Selle kogust saab hinnata sama tolmu soojuskiirguse põhjal. Hajunud ultraviolettkiirguse kogus sõltub nurgast vaatleja ja galaktika tasandi vahel: mida rohkem galaktika tasandi poole vaadelda, seda tugevam on hajunud kiirgus.

1990ndate mõõtmised viivad järgmiste väärtuste poole: galaktikavälise taustvalguse energiatihedus on 2...5 nW m⁻² sr⁻¹, igatahes vähemalt 1 nW m⁻² sr⁻¹. Enamik sellest kiirgusest pärineb galaktikatest; kvasarid ja aktiivsed galaktikatuumad annavad alla 0,2 nW m⁻² sr⁻¹ ning sarnases suurusjärgus panuse annab ka galaktikatevaheline aine lainepikkuste vahemikus 91,2–121,6 nm.

### Nähtav spektriosa (300 nm – 1 μm)
Esialgsete mõõtmiste suurimaks takistus oli Maa atmosfäär. Atmosfääri helendus on galaktikavälisest taustvalgusest vähemalt 100 korda tugevam ja see muutub mõne minutiga mitu protsenti. Selle pidevalt muutuva efektiga on mõõtmiste tulemuste hindamisel peaaegu võimatu piisavalt täpselt arvestada. Ainus praktiliselt edukas meetod on atmosfääri kohale tõusmine ehk vaatlused kosmosest.

Atmosfäärist kõrgemal on suurem osa esiplaanil olevast kiirgusest Päikese kiirgus, mis kosmoses hajub suurte (vähemalt 10 μm) tolmuosakeste (planeetidevaheliseks tolmu) peal. See tolm koondub ekliptika tasandile.

Sodiaagivalgus on vähemalt 100 korda tugevam kui galaktikaväline taustvalgus, isegi ekliptika laiuskraadidel üle 35°. Et Päikesesüsteemist on raskem väljuda kui Maa atmosfäärist, siis on soodne asjaolu see, et hajumist kirjeldab hästi Mie hajumise teooria, mille järgi hajumine suureneb lainepikkuse kasvades vaid vähesel määral (lainepikkus suurenemisel 100 nm võrra kasvab hajumine 5% võrra), mistõttu sodiaagivalgust saab suhteliselt lihtsasti modelleerida ja arvesse võtta.

Keskmise sodiaagivalguse tugevust saab mõõta päikesevalguse neeldumise kaudu (vt Fraunhoferi jooned). Nähtava spektriosa CCD-sensorite nurklahutus on tavaliselt väiksem kui kaaresekund, mis teeb Linnutee galaktika tähtede valguse eemaldamise suhteliselt lihtsaks. Samas hajutab tähtedevaheline tolm saabuvat valgust, tekitades nähtavas spektriosas hajusa galaktilise valguse. Kosmilise tolmu soojuskiirgus ja selle jaotuse korrelatsioon neutraalse vesiniku (mida saab raadiospektris 21 cm joone kaudu väga täpselt mõõta) jaotusega võimaldavad kiirgusjoonte tuvastamist isegi tolmu madalaima tiheduse juures. Selle abil saab luua lihtsa hajumise mudeli, mille abil saab madala intensiivsusega kiirgust hinnata ja arvesse võtta.

Maapealsed mõõtmised optilises spektrivahemikus algasid 1970ndatel. Üks meetod oli atmosfääri helenduse geomeetriline modelleerimine. Atmosfääri helendust modelleeriti geomeetriliselt. Arvestati, kuidas atmosfääri paksus muutub vaatenurga muutumisel: madalal horisondi lähedal läbib valgus pikema tee atmosfääris, seniidi suunas lühema. Selle nurksõltuvuse põhjal koostati matemaatiline mudel, mille abil hinnati atmosfääri panust ja lahutati see mõõtmistest. Teine meetod seisnes selles, et sensorit suunati vaheldumisi mõõdetava piirkonna ja tumeda tolmupilve poole suurel galaktilisel laiuskraadil, et eristada esiplaanil ja taustal paiknevaid allikaid. Tume pilv varjab enda taga oleva kauge kosmilise taustvalguse, aga atmosfääri helendus ja kohalikud esiplaaniallikad jäävad alles. Nende mõõtmiste vahe annab hinnangu taustvalgusele. Suur galaktiline laiuskraad valiti sellepärast, et seal on vähem Linnutee galaktika tähti ja tolmu ja galaktiline hajus valgus on nõrgem.

1980. aastal ei teinud Pioneer–10 mõõtmisi mitte üksnes atmosfääri kohal, vaid ka sodiaagivalguse tolmukihi taga kaugemal, Päikesest 3 astronoomilise ühiku kaugusel. Kuigi sellega sai välistada atmosfääri helenduse ja sodiaagivalguse mõju, oli galaktiliste allikate (tähtede) tuvastamine seadme väikese lahutusvõime tõttu keeruline.

Nagu ultraviolettkiirguse puhulgi, toimus siin kiire areng pärast atmosfääri kohal töötava suurema lahutusvõimega detektoritega Hubble'i kosmoseteleskoobi orbiidile viimist.

Galaktikavälise taustvalguse tuvastamisest on teatatud lainepikkustel 300, 550 ja 800 nm, tuginedes Hubble'i kosmoseteleskoobi andmete ja maapealsete spektroskoopiliste mõõtmiste võrdlusele. Nii tõestati galaktikavälise taustvalguse olemasolu ja võimaldati selle mõõtmist täpsemalt kui varem. Selle info põhjal sai järeldada galaktikavälise taustvalguse energia spektraaljaotust nähtavas spektriosas.

### Infrapunane spektriosa (1–1000 μm)
Kõik kehad, mis on ümbrusest soojemad, kiirgavad soojuskiirgust, nende seas teleskoobid, Maa atmosfäär ja Maa ise. Seetõttu on galaktikavälise kiirguse tuvastamine infrapunaspektris otstarbekas ainult kosmosesse paigutatud teleskoobiga, mille detektoreid jahutatakse. Kosmoses pärineb soojuskiirgus (peale Päikesesüsteemi taevakehade) planeetidevahelisest tolmust ja Linnutee galaktikast. Nende arvessevõtmine mõõtmistel toimub vaatlusandmete põhjal loodud spektraalmudelite abil.

Infrapunaspektris tehti mõõtmiste sari Cosmic Background Exploreri teleskoobiga, mis saadeti orbiidile 1989. aastal. Enne Cosmic Background Explorerit tehti ka lühiajalisi mõõtmisi rakettidega ning tehiskaaslastega, mis olid mõeldud üksikute konkreetsete allikate vaatlemiseks. Üks selline tehiskaaslane oli Infrared Astronomical Satellite.

Sodiaagivalguse hajumine kosmilise tolmu kihis kaob mõnemikromeetristel lainepikkustel, kuid tolmu neelatud päikesevalgus kiiratakse uuesti välja soojuskiirgusena maksimumiga umbes 10 μm juures. Seda uut kiirgust on võimalik tuvastada selle järgi, et see muutub perioodiliselt vastavalt Maa tiirlemisele. Taeva heleduse muutumist aasta jooksul saab modelleerida vaatluste põhjal, nii et selle väärtuse saab mõõtmiste põhjal välja arvutada. Kui sodiaagivalguse soojuslik mõju on arvesse võetud, saab tuvastada Linnutee galaktika üksikud allikad ja nende mõju samuti arvesse võtta. Seejärel on võimalik määrata tundmatutest allikatest pärineva kiirguse tugevus igal lainepikkusel.

Tähtedevahelisest tolmust pärineva hajumise kiirguse maksimum on umbes 100 μm juures. Selle tugevust saab hinnata ja mõõtmistulemustest maha lahutada.

## Mõõtmiste hindamine, järeldused

Kogu galaktikavälise taustvalguse ja identifitseeritud allikate kiirguse vahe on umbes 50%, mis tähendab, et pool kiirgusest jääb allapoole praeguste punanihke mõõtmiste spektroskoopiliste instrumentide tundlikkust. Tulemused näitavad, et selle põhjus on osalt üksikute taevakehade madal pinnatemperatuur, mistõttu neid kataloogides ei ole. Üksikuid infrapunakiirgust kiirgavaid allikaid ei ole täielikult identifitseeritud. Need võivad olla tähed või muud objektid, näiteks galaktikate tolmupilved.

Tulemused viitavad sellele, et galaktikavälise taustvalguse spektraaljaotus lainepikkuste vahemikus 0,1–1000 μm on ligikaudu ühtlane. See seab universumi mudelitele tugevad piirangud. Galaktikaväline taustvalgus on keerulise päritoluga: see sõltub tähtede kiirgusest, hajumisest kosmilisel tolmul, galaktikate arengust, universumi algsest massijaotusest ja tähepopulatsioonide kujunemisest. Galaktikavälist taustvalgust seletav mudel peab kõiki neid komponente arvesse võtma ja arvestama ka punanihet. Mudel ei saa olla näiteks niisugune, kus kogu energia tuleb kuumadelt tähtedelt (sel juhul peaks ultraviolettkiirgus ja nähtav valgus olema tugevas ülekaalus) või domineerib tolmu infrapunakiirgus. Iga universumi arengut kirjeldav mudel peab seletama seda suhteliselt ühtlast spektraaljaotust. See, kui palju tähti on mudeli järgi on eri ajastutel tekkinud, kui palju kiirgust neilt tuleb, kui suur osa sellest neeldub tolmus ja kiiratakse infrapunakiirgusena uuesti välja ja kuidas galaktikad arenevad, peab mõõtmisandmetega kooskõlas olema. Mudel peab ka arvestama, kuidas kõik need protsessid on aja jooksul muutunud.

Galaktikavälist taustvalgust kirjeldavates mudelites peab kosmilise tolmu põhjustatud varjutamine ja uuesti kiirgamine olema üsna suur, et mudel vastaks infrapunases spektriosas tegelikult mõõdetavatele väärtustele. See tähendab, et tähetekkepiirkonnad on suures osas tolmuga kaetud ja nähtava valguse suhtes tumedad alad. See, et galaktikavälises taustvalguses on palju infrapunakiirgust, näitab, et vähemalt umbes kolmandik tähtede ultravioletsest ja nähtavast kiirgusest neeldub tolmus ja kiiratakse seejärel infrapunakiirgusena uuesti välja. Seega toimub märkimisväärne osa tähetekkest tolmuga varjatud, nähtava valguse suhtes tumedates piirkondades.

Mõõtmiste põhjal on võimalik anda usaldusväärne ülemine hinnang kiirguse tugevusele kogu lainepikkuste vahemiku ulatuses.

Vaatamata mõõtmiste ja mudelite ebakindlusele on võimalik üsna täpselt hinnata tähetekke kiirust universumis, keemiliste elementide tekke ulatust tähtedes ja kogu energiat, mis tekib nukleosünteesi käigus. Peale selle on võimalik kindlaks teha, et hajus taustkiirgus lainepikkustel alla 1 μm pärineb galaktikatest, mis on teiste uuringute põhjal hästi teada ja identifitseeritavad.

Galaktilise taustvalguse mõõtmiste täpsemaks muutmist ultraviolettkiirguse ja keskmise infrapunakiirguse piirkonnas loodetakse uutelt kosmosesondidelt.

## Empiirilised mudelid

On olemas empiirilised lähenemised, mis ennustavad galaktikavälise taustvalguse energia spektraaljaotust praeguses universumis ja selle arengut. Sellised mudelid võib Domíngueze jt järgi liigitada nelja kategooriasse:
#Edasisuunaline areng (*forward evolution*), mis algab kosmoloogilistest algtingimustest ning kirjeldab süsteemi edasist arengut galaktikate tekke poolanalüütiliste mudelite abil.
#Tagasisuunaline areng (*backward evolution*), mis lähtub tänapäeval vaadeldavatest galaktikapopulatsioonidest ja ekstrapoleerib nende omadusi minevikku.
#Galaktikapopulatsioonide areng, mis tuletatakse vaatluste põhjal punanihke eri väärtuste korral. Siin järeldatakse galaktikate areng mingist vaadeldavast suurusest, näiteks universumi tähetekke tihedusest.
#Galaktikapopulatsioonide areng, mida vaadeldakse otseselt selles punanihke vahemikus, mis annab olulise panuse galaktikavälise taustvalguse kujunemisse.

## Vaata ka
*Kosmiline infrapuna-taustkiirgus

## Viited

## Kirjandus
* Fermi-LAT Collaboration. The Imprint of The Extragalactic Background Light in the Gamma-Ray Spectra of Blazars. – *Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics*, 2012. Täistekst.
*Eli Dwek, Frank Krennrich. The Extragalactic Background Light and the Gamma-ray Opacity of the Universe. – *Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics*, 2012. Täistekst.
*Luigi Costamante. Gamma-rays from Blazars and the Extragalactic Background Light. *Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics*, 2013. Täistekst.
*Yan Gong, Asantha Cooray. THE EXTRAGALACTIC BACKGROUND LIGHT FROM THE MEASUREMENTS OF THE ATTENUATION OF HIGH-ENERGY GAMMA-RAY SPECTRUM. – *Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics*, 2013. Täistekst.
* Vikram Khaire, Raghunathan Srianand. *Star formation history, dust attenuation and extragalactic background light*. – *Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics*, 2014. Täistekst. 
* Asantha Cooray. Extragalactic background light measurements and applications. – *Royal Society Open Science*, 2015, kd 3, nr 3. Täistekst.