Ciemna materia jest niewidoczna dla wszystkich naszych instrumentów, ale to nie znaczy, że jej tam nie ma. Wystarczająco duży radioteleskop powinien być w stanie mapować promieniowanie z przedgalaktycznego wodoru - powstającego wkrótce po Wielkim Wybuchu i widoczny we wszystkich kierunkach. Każda interweniująca ciemna materia zniekształci to promieniowanie, jak fale w stawie, odsłaniając jego obecność i ilość.
Gdy światło dociera do nas z odległych obiektów, jego ścieżka jest lekko wygięta przez grawitacyjne działanie rzeczy, które mija. Ten efekt zaobserwowano po raz pierwszy w 1919 r. Dla światła odległych gwiazd przechodzących blisko powierzchni Słońca, co dowodzi, że teoria grawitacji Einsteina jest lepszym opisem rzeczywistości niż Newtona. Wygięcie powoduje wykrywalne zniekształcenie obrazów odległych galaktyk analogiczne do zniekształcenia odległej sceny oglądanej przez kiepską szybę lub odbijanej w falowanym jeziorze. Siła zniekształcenia może być wykorzystana do pomiaru siły grawitacji obiektów na pierwszym planie, a tym samym ich masy. Jeśli dostępne są pomiary zniekształceń dla wystarczająco dużej liczby odległych galaktyk, można je połączyć, aby utworzyć mapę całej masy pierwszego planu.
Dzięki tej technice uzyskano już dokładne pomiary typowej masy związanej z galaktykami na pierwszym planie, a także mapy mas dla wielu pojedynczych gromad galaktyk. Niemniej jednak ma pewne podstawowe ograniczenia. Nawet duży teleskop w kosmosie widzi tylko ograniczoną liczbę galaktyk tła, maksymalnie około 100 000 na każdej skrawku nieba wielkości Księżyca w pełni. Pomiary około 200 galaktyk muszą być uśrednione razem, aby wykryć sygnał zniekształceń grawitacyjnych, więc najmniejszy obszar, dla którego można zobrazować masę, wynosi około 0,2% powierzchni Księżyca w pełni. Powstałe obrazy są niedopuszczalnie rozmyte i są zbyt ziarniste dla wielu celów. Na przykład, tylko największe bryły materii (największe gromady galaktyk) można dostrzec na takich mapach z całą pewnością. Drugi problem polega na tym, że wiele odległych galaktyk, których zniekształcenie jest mierzone, znajduje się przed wieloma bryłami masy, które chciałoby się odwzorować, a zatem ich grawitacja nie ma na nie wpływu. Aby uzyskać ostry obraz masy w danym kierunku, potrzebne są bardziej odległe źródła i wymaga ich znacznie więcej. Naukowcy MPA Ben Metcalf i Simon White wykazali, że emisja radiowa docierająca do nas z epoki przed powstaniem galaktyk może zapewnić takie źródła.
Około 400 000 lat po Wielkim Wybuchu Wszechświat ochłodził się na tyle, że prawie cała jego zwykła materia zamieniła się w rozproszony, prawie jednorodny i neutralny gaz wodoru i helu. Kilkaset milionów lat później grawitacja zwiększyła nierównomierność do punktu, w którym mogły powstać pierwsze gwiazdy i galaktyki. Ich światło ultrafioletowe ponownie podgrzało rozproszony gaz z powrotem. Podczas tego podgrzewania i przez dłuższy czas rozproszony wodór był cieplejszy lub chłodniejszy niż promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu. W rezultacie musi pochłaniać lub emitować fale radiowe o długości fali 21 cm. Ekspansja Wszechświata powoduje, że promieniowanie to jest dziś widoczne przy długości fali od 2 do 20 metrów, a obecnie buduje się szereg radioteleskopów o niskiej częstotliwości, aby go szukać. Jednym z najbardziej zaawansowanych jest macierz niskich częstotliwości (LOFAR) w Holandii, projekt, w którym Max Planck Institute for Astrophysics planuje odegrać znaczącą rolę wraz z wieloma innymi niemieckimi instytucjami.
Pregalaktyczny wodór ma struktury wszystkich rozmiarów, które są prekursorami galaktyk, i istnieje do 1000 tych struktur w różnych odległościach wzdłuż każdej linii wzroku. Teleskop radiowy może je rozdzielić, ponieważ struktury w różnych odległościach dają sygnały o różnych obserwowanych długościach fal. Metcalf i White pokazują, że zniekształcenie grawitacyjne tych struktur pozwoliłoby radioteleskopowi na wytwarzanie obrazów o wysokiej rozdzielczości rozkładu masy kosmicznej, które są ponad dziesięciokrotnie ostrzejsze niż najlepsze, jakie można uzyskać za pomocą zniekształceń galaktyk. Obiekt podobny w masie do naszej Drogi Mlecznej można było wykryć aż do czasów, gdy Wszechświat miał zaledwie 5% swojego obecnego wieku. Takie obrazowanie w wysokiej rozdzielczości wymaga niezwykle dużego układu teleskopów, gęsto pokrywającego obszar o powierzchni około 100 km. Jest to 100-krotność wielkości planowanej dla gęsto pokrytej centralnej części LOFAR i około 20-krotnie większa niż gęsto przykryty rdzeń Square Kilometre Array (SKA), największy obecnie omawiany obiekt. Taki gigantyczny teleskop mógłby zmapować cały grawitacyjny rozkład masy Wszechświata, zapewniając ostateczną mapę porównawczą dla obrazów wytwarzanych przez inne teleskopy, które podkreślają tylko niewielki ułamek masy emitującej promieniowanie, które mogą wykryć.
Nie musimy jednak czekać, aż gigantyczny teleskop uzyska niezrównane wyniki z tej techniki. Jednym z najbardziej palących problemów w obecnej fizyce jest lepsze zrozumienie tajemniczej Ciemnej Energii, która obecnie napędza przyspieszoną ekspansję Wszechświata. Metcalf i White pokazują, że mapy masowe dużej części nieba wykonane przy pomocy takiego instrumentu jak SKA mogą mierzyć właściwości Ciemnej Energii bardziej precyzyjnie niż jakakolwiek wcześniej sugerowana metoda, ponad 10 razy dokładniej niż mapy masowe o podobnej wielkości oparte na grawitacji zniekształcenia obrazów optycznych galaktyk.
Oryginalne źródło: Max Planck Institute for Astrophysics News Release
