Тъмната материя е невидима за всички наши инструменти, но това не означава, че я няма. Достатъчно голям радиотелескоп трябва да може да картографира излъчването от прегалактичния водород - образуван малко след големия взрив и видим във всички посоки. Всяка намесена тъмна материя ще изкриви тази радиация, като пулсации в езерце, разкривайки нейното присъствие и количество.
Докато светлината пътува към нас от далечни обекти, нейният път леко се огъва от гравитационните ефекти на нещата, които преминава. Този ефект е наблюдаван за пръв път през 1919 г. за светлината на далечни звезди, минаващи близо до повърхността на Слънцето, което доказва теорията на Айнщайн за гравитацията да бъде по-добро описание на реалността от Нютон. Огъването предизвиква откриваемо изкривяване на изображенията на далечни галактики, аналогично на изкривяването на далечна сцена, гледана през лошо прозоречно стъкло или отразена в пулсационно езеро. Силата на изкривяването може да се използва за измерване на силата на тежестта на предните предмети и следователно тяхната маса. Ако са налични измервания на изкривявания за достатъчно голям брой далечни галактики, те могат да бъдат комбинирани, за да се направи карта на цялата маса на преден план.
Тази техника вече е произвела точни измервания на типичната маса, свързана с галактиките на преден план, както и масови карти за редица отделни галактически групи. Въпреки това той страда от някои основни ограничения. Дори голям телескоп в космоса може да види само ограничен брой фонови галактики, максимум около 100 000 във всеки кръг на небето с размерите на Пълната Луна. Измерванията на около 200 галактики трябва да бъдат осреднени заедно, за да се открие сигналът за гравитационно изкривяване, така че най-малката площ, за която може да бъде представена масата, е около 0,2% от тази на Пълната Луна. Получените изображения са неприемливо размити и са твърде зърнести за много цели. Например, само най-големите буци материя (най-големите струпвания на галактики) могат да бъдат забелязани в такива карти с всякаква увереност. Втори проблем е, че много от далечните галактики, чието изкривяване се измерва, лежат пред много от масовите бучки, които човек би искал да картографира, и така не са засегнати от своята гравитация. За да се направи рязко изображение на масата в дадена посока са необходими по-далечни източници и са необходими много повече от тях. Учените от MPA Бен Меткалф и Саймън Уайт показаха, че радиоизлъчването, идващо при нас от епохата преди галактиките да са се образували, може да осигури такива източници.
Около 400 000 години след Големия взрив Вселената се е охладила достатъчно, че почти цялата й обикновена материя се е превърнала в дифузен, почти равномерен и неутрален газ от водород и хелий. Няколкостотин милиона години по-късно гравитацията е усилила нееднородностите до момента, в който могат да се образуват първите звезди и галактики. След това тяхната ултравиолетова светлина отново загрява дифузния газ. По време на това повторно нагряване и за продължителен период преди него дифузният водород беше по-горещ или хладен от радиацията, останала от Големия взрив. В резултат на това той трябва да е абсорбирал или излъчвал радиовълни с дължина на вълната 21 cm. Разширяването на Вселената кара това излъчване да се вижда днес на дължина на вълната от 2 до 20 метра, а в момента се изграждат редица нискочестотни радио телескопи, за да го търсят. Един от най-модерните е нискочестотният масив (LOFAR) в Холандия, проект, в който Институтът за астрофизика Макс Планк планира да заеме значителна роля, заедно с редица други немски институции.
Предгалактичният водород има структури с всякакви размери, които са предшественици на галактиките и има до 1000 от тези структури на различни разстояния по всяка видима линия. Радио телескопът може да ги раздели, защото структури на различни разстояния подават сигнали с различна наблюдавана дължина на вълната. Меткалф и Уайт показват, че гравитационното изкривяване на тези структури би позволило на радиотелескопа да произведе изображения с висока разделителна способност на разпределението на космическата маса, които са повече от десет пъти по-резки от най-добрите, които могат да бъдат направени с помощта на галактически изкривявания. Обект, подобен по маса на нашия Млечен път, може да бъде открит чак до времето, когато Вселената е била само 5% от сегашната си епоха. Такива изображения с висока разделителна способност изискват изключително голям телескоп, покриващ плътно около 100 км регион. Това е 100 пъти по-голям размер, планиран за гъсто покрита централна част на LOFAR, и около 20 пъти по-голям от гъсто покритото ядро на квадратен километров масив (SKA), най-голямото подобно съоръжение, което в момента се обсъжда. Такъв гигантски телескоп би могъл да картографира цялото гравитиращо разпределение на масата на Вселената, предоставяйки най-добрата карта за сравнение на изображения, произведени от други телескопи, които подчертават само малката част от масата, която излъчва радиация, която те могат да открият.
Не е нужно обаче да чакаме гигантския телескоп, за да получи несравними резултати от тази техника. Един от най-належащите проблеми в съвременната физика е да придобие по-добро разбиране на мистериозната Тъмна енергия, която в момента води до ускорено разширяване на Вселената. Меткалф и Уайт показват, че масовите карти на голяма част от небето, направени с инструмент като SKA, могат да измерват свойствата на Тъмната енергия по-точно от всеки предложен метод, повече от 10 пъти по-точно от масовите карти с подобен размер на базата на гравитационните изкривявания на оптичните изображения на галактиките.
Оригинален източник: Институт Макс Планк за новини на астрофизиката
