Tamsioji materija nematoma visiems mūsų instrumentams, tačiau tai nereiškia, kad jos nėra. Pakankamai didelis radijo teleskopas turėtų sugebėti užfiksuoti pregalaktinio vandenilio spinduliuotę - susidarančią netrukus po didžiojo sprogimo ir matomą visomis kryptimis. Bet kokia įsiterpusi tamsi medžiaga iškraipys šią radiaciją, pavyzdžiui, tvenkinio bangas, atskleis jos buvimą ir kiekį.
Kai šviesa keliauja į mus iš tolimų objektų, jos kelią šiek tiek sulenkia praeinančių daiktų gravitacinis poveikis. Šis poveikis pirmą kartą buvo pastebėtas 1919 m., Kai tolimų žvaigždžių šviesa artėjo prie Saulės paviršiaus ir įrodė, kad Einšteino gravitacijos teorija yra geresnis tikrovės aprašymas nei Niutono. Lenkimas sukelia aptinkamą tolimų galaktikų vaizdų iškraipymą, analogišką tolimos scenos iškraipymui, žiūrint pro prastą lango langą arba atsispindintį apjuodintame ežere. Iškraipymo stiprumas gali būti naudojamas išmatuoti priekinių objektų sunkio jėgos stiprumą ir kartu jų masę. Jei yra pakankamai didelių tolimų galaktikų iškraipymų matavimų, juos galima sujungti, kad būtų sudarytas visos priešakinės masės žemėlapis.
Ši technika jau parengė tikslius tipinės masės, susijusios su priešakinėmis galaktikomis, matavimus, taip pat daugelio atskirų galaktikų klasterių masės žemėlapius. Nepaisant to, ji patiria keletą esminių apribojimų. Net didelis teleskopas kosmose gali pamatyti tik ribotą skaičių fone esančių galaktikų, ne daugiau kaip 100 000 kiekviename dangaus lopine, kurio dydis yra Pilnas Mėnulis. Norint aptikti gravitacinio iškraipymo signalą, reikia išmatuoti maždaug 200 galaktikų išmatavimus, taigi mažiausias plotas, kuriame galima pavaizduoti masę, yra maždaug 0,2% Pilno Mėnulio ploto. Gauti vaizdai yra nepriimtinai neryškūs ir yra per daug grūdėtiniai įvairiems tikslams. Pavyzdžiui, tokiuose žemėlapiuose su bet kokiu pasitikėjimu galima pastebėti tik pačius didžiausius materijos gabaliukus (didžiausius galaktikų spiečius). Antra problema yra ta, kad daugelis tolimų galaktikų, kurių išmatuotas iškraipymas, yra priešais daugelį masės luitų, kuriuos norėtųsi pavaizduoti, ir todėl jų gravitacija neturi įtakos. Norint susidaryti ryškų masės vaizdą tam tikra kryptimi, reikia labiau nutolusių šaltinių ir jų reikia dar daugiau. MPA mokslininkai Benas Metcalfas ir Simonas White'as įrodė, kad radijo spinduliuotė, sklindanti iš mūsų epochos dar prieš susiformavus galaktikoms, gali pateikti tokius šaltinius.
Praėjus maždaug 400 000 metų po Didžiojo sprogimo, Visata pakankamai atvėso, kad beveik visa jo įprasta materija virto difuzine, beveik vienoda ir neutraliomis vandenilio ir helio dujomis. Po kelių šimtų milijonų metų gravitacija padidino netolygumus iki taško, kuriame galėjo susidaryti pirmosios žvaigždės ir galaktikos. Jų ultravioletinė šviesa vėl kaitino difuzines dujas. Šito kaitinimo metu ir prieš tai ilgą laiką difuzinis vandenilis buvo karštesnis ar vėsesnis nei radiacija, likusi iš Didžiojo sprogimo. Dėl to jis turi absorbuoti arba skleisti radijo bangas, kurių bangos ilgis yra 21 cm. Dėl Visatos plėtimosi ši spinduliuotė šiandien gali būti matoma nuo 2 iki 20 metrų bangos ilgio, o jos paieškai šiuo metu yra statoma daugybė žemo dažnio radijo teleskopų. Vienas pažangiausių yra žemo dažnio matricos (LOFAR) Nyderlanduose projektas, kuriame Max Plancko astrofizikos institutas planuoja imtis reikšmingo vaidmens kartu su daugeliu kitų Vokietijos institucijų.
Pregalaktinis vandenilis turi bet kokio dydžio struktūras, kurios yra galaktikų pirmtakai, ir yra iki 1000 šių struktūrų skirtingais atstumais kiekvienoje regėjimo linijoje. Radijo teleskopas gali juos atskirti, nes skirtingo atstumo struktūros perduoda signalus skirtingais stebimais bangų ilgiais. Metkalfas ir Baltasis rodo, kad šių struktūrų gravitacinis iškraipymas leistų radioteleskopui gaminti aukštos skiriamosios gebos kosminės masės pasiskirstymo vaizdus, kurie yra daugiau nei dešimt kartų aštresni nei geriausi, kuriuos galima padaryti naudojant galaktikų iškraipymus. Objektą, kurio masė panaši į mūsų pačių Pieno kelią, buvo galima aptikti jau tada, kai Visata buvo tik 5% dabartinio amžiaus. Tokiam didelės skiriamosios gebos vaizdavimui reikalingas ypač didelis teleskopų rinkinys, tankiai apimantis maždaug 100 km ilgio regioną. Tai yra 100 kartų didesnė už planuojamą tankiai uždengti centrinę LOFAR dalį ir maždaug 20 kartų didesnė už tankiai uždengtą kvadratinių kilometrų masyvo (SKA) branduolį, kuris yra didžiausias toks objektas, apie kurį dabar diskutuojama. Toks milžiniškas teleskopas galėtų nubrėžti visą gravitacinį Visatos masės pasiskirstymą, pateikdamas galutinį vaizdą, kurį sukuria kiti teleskopai ir kuris pabrėžia tik mažą masės dalį, skleidžiančią spinduliuotę, kurią jie gali aptikti.
Vis dėlto nereikia laukti, kol milžiniškas teleskopas gaus nepakartojamus šios technikos rezultatus. Viena iš aktualiausių dabartinės fizikos problemų yra geriau suprasti paslaptingąją tamsiąją energiją, kuri šiuo metu skatina spartesnį Visatos plėtimąsi. Metkalfas ir baltasis rodo, kad didelės dalies dangaus masės žemėlapiai, sudaryti tokiu instrumentu kaip SKA, galėtų tiksliau išmatuoti tamsiosios energijos savybes nei bet kuris anksčiau pasiūlytas metodas, daugiau nei 10 kartų tiksliau nei panašaus dydžio masės žemėlapiai, pagrįsti gravitacine galaktikų optinių vaizdų iškraipymai.
Originalus šaltinis: Makso Plancko astrofizikos instituto naujienų leidinys
