銀河系外背景光

拡散銀河外背景光（EBL）は、星形成プロセスによる宇宙の蓄積されたすべての放射線と、活動銀河核（AGN）からの寄与です。 ^{[1]この放射線は、原始}宇宙マイクロ波背景によって支配されているマイクロ波を除く、電磁スペクトルのほぼすべての波長をカバーしています。EBLは拡散銀河外背景放射（DEBRA）の一部であり、定義上、電磁スペクトル全体をカバーするものです。宇宙マイクロ波背景の次に、EBLは2番目にエネルギーの強い拡散背景を生成するため、宇宙の完全なエネルギーバランスを理解するために不可欠です。

EBLの理解は、銀河系外超高エネルギー（VHE、30 GeV-30 TeV）天文学にとっても重要です。^[2]宇宙論的距離から来るVHE光子は、EBL光子との対生成によって減衰します。この相互作用は、EBLのスペクトルエネルギー分布（SED）に依存します。したがって、VHE源の放射の固有の特性を研究するには、EBLのSEDを知る必要があります。

EBL を直接測定することは、EBL よりも桁違いに大きい黄道光の寄与のために困難です。さまざまなグループが、可視光線^[3]と近赤外線^{[4]で EBL を検出したと主張しています。 [5]}しかし、これらの分析は黄道光によって汚染されていると提案されています。^[6]最近、2 つの独立したグループが異なる技術を使用して、黄道光による汚染なしに可視光線で EBL を検出したと主張しています。^{[7] [8] [9]}

背景に限界を設定する他の技術もあります。深銀河の調査から下限を設定することが可能です。^{[10] [11]}一方、銀河系外源のVHE観測はEBLの上限を設定します。^{[12] [13] [14]}

2018年11月、天文学者たちはEBLの量は4× ¹⁰⁸⁴ 光子に達したと報告した。^{[1] [15]}

局所宇宙におけるEBLの全体的なSEDとその時間的進化を予測する経験的アプローチがあります。これらのタイプのモデリングは、次の4つの異なるカテゴリに分類できます。^[16]

（i）前進進化は、宇宙論的初期条件から始まり、銀河形成の半解析モデルによって時間の経過とともに前進進化する。^{[17] [18] [19]}

（ii）逆進化は、既存の銀河集団から始まり、それを過去に遡って外挿するものである。^{[20] [21] [22]}

（iii）赤方偏移の範囲にわたって推定される銀河の進化。ここでは、宇宙の星形成率密度などの観測から得られたいくつかの量を使用して銀河の進化を推定します。^{[23] [24] [25] [26]}

（iv）EBLに大きく寄与する赤方偏移の範囲で直接観測される銀河集団の進化。^[16]

• 宇宙赤外線背景
• 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）
• 拡散した銀河系外背景放射