Темна матерія невидима для всіх наших інструментів, але це не означає, що її немає. Досить великий радіотелескоп повинен мати можливість відобразити випромінювання від прегалактичного водню - утвореного незабаром після великого удару, і видно у всіх напрямках. Будь-яка втручається темна речовина буде спотворювати це випромінювання, як брижі у ставку, виявляючи його присутність та кількість.
Коли світло рухається до нас із віддалених предметів, його шлях трохи перегинається гравітаційними ефектами речей, які він проходить. Цей ефект вперше спостерігався у 1919 році для світла далеких зірок, що проходять близько до поверхні Сонця, що доводило теорію гравітації Ейнштейна як кращий опис реальності, ніж Ньютона. Згинання викликає помітне спотворення зображень далеких галактик, аналогічних викривленню віддаленої сцени, переглянутої через погану віконну панель або відбитої в пульсаційному озері. Сила спотворення може бути використана для вимірювання сили сили тяжіння предметів переднього плану та, отже, їх маси. Якщо вимірювання спотворень доступні для достатньо великої кількості віддалених галактик, їх можна об'єднати, щоб скласти карту всієї маси переднього плану.
Ця методика вже дала точні вимірювання типової маси, пов'язаної з галактиками переднього плану, а також масових карт для ряду окремих кластерів галактик. Тим не менш, воно страждає від деяких фундаментальних обмежень. Навіть у великому телескопі в космосі можна побачити лише обмежену кількість фонових галактик, максимум близько 100 000 на кожному ділянці неба розміром з Повний Місяць. Вимірювання приблизно 200 галактик повинні бути усередненими для виявлення сигналу гравітаційного спотворення, тому найменша площа, на яку можна зобразити масу, становить приблизно 0,2% від повної Місяця. Отримані зображення неприпустимо розмиті і є занадто зернистими для багатьох цілей. Наприклад, на таких картах з будь-якою впевненістю можна помітити лише найкрупніші груди речовини (найбільші скупчення галактик). Друга проблема полягає в тому, що багато віддалених галактик, спотворення яких вимірюється, лежать перед багатьма масовими грудками, які хотіли б скласти на карту, і тому їх вплив не впливає на гравітацію. Для того, щоб зробити чітке зображення маси в заданому напрямку, потрібні більш віддалені джерела і потребує їх багато більше. Вчені з МПА Бен Меткалф та Саймон Уайт показали, що радіовипромінювання, що надходять до нас з епохи до того, як утворилися галактики, можуть забезпечити такі джерела.
Приблизно через 400 000 років після Великого вибуху Всесвіт достатньо охолола, що майже вся його звичайна речовина перетворилася на дифузний, майже рівномірний і нейтральний газ водню та гелію. Через кілька сотень мільйонів років гравітація посилила нерівномірність до тієї точки, де можуть утворитися перші зірки та галактики. Їх ультрафіолетове світло знову нагрівало дифузний газ. Під час цього повторного нагрівання та протягом тривалого періоду до нього дифузний водень був гарячішим та прохолоднішим, ніж радіація, що залишилась від Великого вибуху. Як результат, він повинен був поглинати або випромінювати радіохвилі довжиною хвилі 21 см. Розширення Всесвіту спричиняє випромінювання цього випромінювання сьогодні на довжині хвиль від 2 до 20 метрів, і для його пошуку в даний час будується низка низькочастотних радіотелескопів. Одним з найдосконаліших є низькочастотний масив (LOFAR) у Нідерландах, проект, в якому Інститут астрофізики Макса Планка планує взяти значну роль разом з низкою інших німецьких установ.
Догалактичний водень має структури будь-яких розмірів, які є попередниками галактик, і на кожній лінії зору на різних відстанях є до 1000 таких структур. Радіотелескоп може розділити їх, оскільки структури на різних відстанях подають сигнали на різній довжині хвилі. Меткалф і Білий показують, що гравітаційне спотворення цих структур дозволить радіотелескопу створити зображення високої роздільної здатності розподілу космічної маси, які в десятки разів чіткіші, ніж найкращі, які можна зробити за допомогою спотворень галактики. Об'єкт, подібний за масою до нашого Чумацького Шляху, можна було виявити аж до того часу, коли Всесвіт становила лише 5% від свого теперішнього віку. Таке зображення високої роздільної здатності потребує надзвичайно великого масиву телескопа, що щільно охоплює область близько 100 км поперек. Це в 100 разів більший розмір, запланований для густо вкритої центральної частини LOFAR, і приблизно в 20 разів більший, ніж густо вкрите ядро квадратного кілометрового масиву (SKA), найбільшого такого об'єкта, що зараз обговорюється. Такий гігантський телескоп міг би відобразити весь гравітаційний розподіл маси Всесвіту, надаючи остаточну карту порівняння для зображень, виготовлених іншими телескопами, які виділяють лише крихітну частку маси, що випромінює радіацію, яку вони можуть виявити.
Однак нам не потрібно чекати гігантського телескопа, щоб отримати безпрецедентні результати від цієї методики. Одне з найактуальніших питань сучасної фізики - краще зрозуміти таємничу Темну Енергію, яка в даний час рухає прискорене розширення Всесвіту. Меткалф і Білий показують, що масові карти великої частини неба, зроблені за допомогою такого інструменту, як СКА, могли виміряти властивості Темної Енергії точніше, ніж будь-який раніше запропонований метод, більш ніж в 10 разів настільки точно, як масові карти подібного розміру на основі гравітаційних спотворення оптичних зображень галактик.
Оригінальне джерело: Випуск новин Інституту астрофізики Макса Планка
