A sötét anyag az összes hangszerünk számára láthatatlan, de ez nem jelenti azt, hogy nincs ott. Egy elég nagy rádióteleszkópnak képesnek kell lennie a pregalaktikus hidrogén sugárzásának feltérképezésére - röviddel a nagyrobbanás után képződött és minden irányban látható. Bármely beavatkozó sötét anyag torzítja ezt a sugárzást, mint például a tó hullámai, feltárva annak jelenlétét és mennyiségét.
Amint a fény távoli tárgyaktól érkezik hozzánk, útját kissé meghajolja az áthaladó dolgok gravitációs hatása. Ezt a hatást először 1919-ben figyelték meg a Nap felszíne közelében haladó távoli csillagok fényében, ezzel bizonyítva, hogy Einstein gravitációs elmélete jobban leírja a valóságot, mint Newtoné. A hajlítás a távoli galaxisok képeinek észlelhető torzítását okozza, hasonlóan a távoli jelenet torzulásához, egy rossz ablaküvegen keresztül, vagy egy hullámos tóban tükrözve. A torzulás erőssége felhasználható az előtérben lévő tárgyak súlyának és ezáltal tömegük mérésére. Ha torzításmérések állnak rendelkezésre elegendő számú távoli galaxis számára, akkor ezek összevonhatók, hogy térképet készítsenek az előtér teljes tömegéről.
Ez a technika már előállította az előtérbeli galaxisokkal kapcsolatos tipikus tömeg pontos mérését, valamint tömeges térképeket készített számos egyedi galaxiscsoportra. Ennek ellenére néhány alapvető korlátozástól szenved. Még egy nagy távcső az űrben csak korlátozott számú háttérgalaxist láthat, legfeljebb mintegy 100 000 a telihold méretű égbolt minden foltján. Körülbelül 200 galaxis mérését átlagolva kell elvégezni a gravitációs torzító jel észlelését, tehát a legkisebb terület, amelyre a tömeg megmutatható, körülbelül a telihold 0,2% -a. A kapott képek elfogadhatatlanul elmosódottak és sok szempontból túl szemcsések. Például csak az anyag legnagyobb darabjait (a galaxisok legnagyobb csoportjait) lehet ilyen bizalommal felfedni az ilyen térképeken. A második probléma az, hogy a távoli galaxisok sokasága, amelyek torzulását mérik, sok olyan tömegcsomó előtt helyezkedik el, amelyeket meg szeretnének térképezni, és így gravitációjuk nem befolyásolja őket. A tömeg egy adott irányba éles képének elkészítéséhez távolabbi forrásokra van szükség, és még sokkal többre van szükségük. Az MPA tudósai, Ben Metcalf és Simon White kimutatták, hogy a galaxisok kialakulása előtt a korszakból érkező rádiókibocsátás ilyen forrásokat szolgáltathat.
Körülbelül 400 000 évvel a nagy robbanás után az Univerzum eléggé lehűlt, hogy szinte minden rendes anyaga diffúz, közel egyenletes és semleges hidrogén- és héliumgázzá alakuljon. Néhány száz millió évvel később a gravitáció annyira felerősítette a nem egységességet, hogy az első csillagok és galaxisok kialakulhassanak. Az ultraibolya fényük ezután ismét felmelegítette a diffúz gázt. Az újramelegítés során és azt megelőzően hosszabb ideig a diffúz hidrogén melegebb vagy hidegebb volt, mint a Nagyrobbanásból származó sugárzás. Ennek eredményeként 21 cm hullámhosszúsággal kell abszorbeálnia vagy kibocsátania a rádióhullámokat. Az Univerzum tágulása miatt ez a sugárzás manapság 2 - 20 méteres hullámhosszon látható lesz, és jelenleg számos alacsony frekvenciájú rádióteleszkópot építenek annak keresésére. Az egyik legfejlettebb az alacsony frekvenciájú oszlop (LOFAR) Hollandiában, egy olyan projektben, amelyben a Max Planck Asztrofizikai Intézete jelentős szerepet játszik majd számos más német intézménnyel együtt.
A pregalaktikus hidrogénnek bármilyen méretű szerkezete van, amely a galaxisok előfutára, és ezeknek a struktúráknak akár 1000-é is lehet különböző távolságra minden látóvonal mentén. A rádióteleszkóp elválaszthatja ezeket, mivel a különböző távolságú struktúrák különböző megfigyelt hullámhosszú jeleket adnak. Metcalf és White azt mutatják, hogy ezeknek a struktúráknak a gravitációs torzulása lehetővé tenné a rádióteleszkóp segítségével nagy felbontású képeket a kozmikus tömeg eloszlásról, több mint tízszer élesebb, mint a galaxis torzulásokkal elkészíthető legjobb kép. Egy olyan tárgyat, amely tömegében hasonló a saját Tejútunkhoz, egészen addig is észlelhető volt, amikor az Univerzum jelenlegi kora csak 5% -a volt. Az ilyen nagy felbontású képalkotáshoz rendkívül nagy teleszkópos tömb szükséges, amely sűrűn lefedi a kb. 100 km-es területet. Ez 100-szor nagyobb a LOFAR sűrűen lefedett központi részéhez tervezett méretnél, és körülbelül 20-szor nagyobb, mint a négyzetkilométeres tömb (SKA) sűrűen lefedett magja, a legnagyobb ilyen létesítmény, amely jelenleg megbeszélés alatt áll. Egy ilyen hatalmas távcső képes feltérképezni az univerzum teljes gravitációs tömeg-eloszlását, és a végső összehasonlító térképet nyújtja más teleszkópok által készített képekhez, amelyek csak a tömeg apró részét mutatják be, amely sugárzást bocsát ki.
Nem kell azonban megvárnunk az óriási távcsövet, hogy páratlan eredményeket kapjon ebből a technikából. A jelenlegi fizika egyik legsürgetõbb kérdése az, hogy jobban megértsük a rejtélyes sötét energiát, amely jelenleg az Univerzum gyorsított tágulását hajtja végre. Metcalf és White azt mutatják, hogy az ég nagy részének tömegtérképei, amelyek olyan műszerrel készültek, mint a SKA, pontosan meg tudják mérni a sötét energia tulajdonságait, mint bármelyik korábban javasolt módszernél, több mint tízszeres pontossággal, mint a hasonló méretű tömegtérképek gravitációs alapon. a galaxisok optikai képeinek torzulása.
Eredeti forrás: Max Planck Asztrofizikai Intézet sajtóközlemény
