Η σκοτεινή ύλη είναι αόρατη σε όλα τα όργανα μας, αλλά αυτό δεν σημαίνει ότι δεν είναι εκεί. Ένα αρκετά μεγάλο ραδιο τηλεσκόπιο πρέπει να είναι σε θέση να χαρτογραφήσει την ακτινοβολία από το προγαλακτικό υδρογόνο - που σχηματίστηκε λίγο μετά τη μεγάλη έκρηξη και ορατή σε όλες τις κατευθύνσεις. Οποιαδήποτε παρεμβαλλόμενη σκοτεινή ύλη θα παραμορφώσει αυτήν την ακτινοβολία, όπως κυματισμοί σε μια λίμνη, αποκαλύπτοντας την παρουσία και την ποσότητα της.
Καθώς το φως μας ταξιδεύει από μακρινά αντικείμενα το μονοπάτι του κάμπτεται ελαφρώς από τα βαρυτικά αποτελέσματα των πραγμάτων που περνά. Αυτό το φαινόμενο παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1919 για το φως μακρινών αστεριών που περνούν κοντά στην επιφάνεια του Ήλιου, αποδεικνύοντας ότι η θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν είναι μια καλύτερη περιγραφή της πραγματικότητας από ό, τι του Νεύτωνα. Η κάμψη προκαλεί μια ανιχνεύσιμη παραμόρφωση των εικόνων των απομακρυσμένων γαλαξιών ανάλογη με την παραμόρφωση μιας μακρινής σκηνής που προβάλλεται μέσω ενός κακού παραθύρου ή αντανακλάται σε μια κυματισμένη λίμνη. Η αντοχή της παραμόρφωσης μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τη μέτρηση της αντοχής της βαρύτητας των αντικειμένων προσκηνίου και επομένως της μάζας τους. Εάν υπάρχουν διαθέσιμες μετρήσεις παραμόρφωσης για έναν αρκετά μεγάλο αριθμό απομακρυσμένων γαλαξιών, αυτές μπορούν να συνδυαστούν για τη δημιουργία ενός χάρτη ολόκληρης της μάζας προσκηνίου.
Αυτή η τεχνική έχει ήδη παράγει ακριβείς μετρήσεις της τυπικής μάζας που σχετίζεται με τους γαλαξίες προσκηνίου, καθώς και χάρτες μάζας για έναν αριθμό μεμονωμένων ομάδων γαλαξιών. Παρ 'όλα αυτά υποφέρει από ορισμένους θεμελιώδεις περιορισμούς. Ακόμα και ένα μεγάλο τηλεσκόπιο στο διάστημα μπορεί να δει μόνο έναν περιορισμένο αριθμό γαλαξιών στο παρασκήνιο, το μέγιστο περίπου 100.000 σε κάθε κομμάτι του ουρανού το μέγεθος της Πανσέληνου. Οι μετρήσεις περίπου 200 γαλαξιών πρέπει να υπολογίζονται κατά μέσο όρο μαζί για την ανίχνευση του σήματος βαρυτικής παραμόρφωσης, οπότε η μικρότερη περιοχή για την οποία μπορεί να απεικονιστεί η μάζα είναι περίπου 0,2% εκείνης της Πανσέληνου. Οι εικόνες που προκύπτουν είναι απαράδεκτα θολές και είναι πολύ κοκκώδεις για πολλούς σκοπούς. Για παράδειγμα, μόνο οι πολύ μεγαλύτεροι όγκοι της ύλης (τα μεγαλύτερα σμήνη γαλαξιών) μπορούν να εντοπιστούν σε αυτούς τους χάρτες με οποιαδήποτε εμπιστοσύνη. Ένα δεύτερο πρόβλημα είναι ότι πολλοί από τους απομακρυσμένους γαλαξίες των οποίων η παραμόρφωση μετριέται βρίσκονται μπροστά σε πολλούς από τους μαζικούς σβώλους που θα θέλαμε να χαρτογραφήσουμε, και έτσι δεν επηρεάζονται από τη βαρύτητά τους. Για να κάνετε μια ευκρινή εικόνα της μάζας σε μια δεδομένη κατεύθυνση απαιτεί πιο απομακρυσμένες πηγές και απαιτεί πολλές από αυτές. Οι επιστήμονες του MPA Ben Metcalf και ο Simon White έχουν δείξει ότι οι εκπομπές ραδιοφώνου που έρχονται σε εμάς από την εποχή πριν σχηματιστούν οι γαλαξίες μπορούν να παρέχουν τέτοιες πηγές.
Περίπου 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το Σύμπαν είχε κρυώσει αρκετά ώστε σχεδόν όλη η συνηθισμένη ύλη του μετατράπηκε σε διάχυτο, σχεδόν ομοιόμορφο και ουδέτερο αέριο υδρογόνο και ήλιο. Μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια αργότερα η βαρύτητα είχε ενισχύσει τις μη ομοιομορφίες στο σημείο που μπορούσαν να σχηματιστούν τα πρώτα αστέρια και οι γαλαξίες. Το υπεριώδες φως τους στη συνέχεια θερμάνθηκε ξανά το διάχυτο αέριο. Κατά τη διάρκεια αυτής της αναθέρμανσης και για μεγάλο χρονικό διάστημα πριν από αυτό, το διάχυτο υδρογόνο ήταν πιο ζεστό ή πιο κρύο από την ακτινοβολία που είχε απομείνει από τη Μεγάλη Έκρηξη. Ως αποτέλεσμα, πρέπει να έχει απορροφήσει ή εκπέμψει ραδιοκύματα με μήκος κύματος 21 cm. Η επέκταση του Σύμπαντος αναγκάζει αυτήν την ακτινοβολία να είναι ορατή σήμερα σε μήκη κύματος από 2 έως 20 μέτρα και σήμερα κατασκευάζονται ορισμένα ραδιο τηλεσκόπια χαμηλής συχνότητας για να την αναζητήσουν. Ένα από τα πιο προηγμένα είναι το Low Frequency Array (LOFAR) στις Κάτω Χώρες, ένα έργο στο οποίο το Max Planck Institute for Astrophysics σχεδιάζει να αναλάβει σημαντικό ρόλο, μαζί με έναν αριθμό άλλων γερμανικών ιδρυμάτων.
Το προγαλακτικό υδρογόνο έχει δομές όλων των μεγεθών που είναι οι πρόδρομοι των γαλαξιών και υπάρχουν έως και 1000 από αυτές τις δομές σε διαφορετικές αποστάσεις κατά μήκος κάθε οπτικής όψης. Ένα ραδιοτηλεσκόπιο μπορεί να τα διαχωρίσει επειδή δομές σε διαφορετικές αποστάσεις δίνουν σήματα σε διαφορετικά παρατηρούμενα μήκη κύματος. Οι Metcalf και White δείχνουν ότι η βαρυτική παραμόρφωση αυτών των δομών θα επέτρεπε σε ένα ραδιο τηλεσκόπιο να παράγει εικόνες υψηλής ανάλυσης της κοσμικής κατανομής μάζας που είναι περισσότερο από δέκα φορές πιο ευκρινείς από τις καλύτερες που μπορούν να γίνουν χρησιμοποιώντας παραμορφώσεις γαλαξιών. Ένα αντικείμενο παρόμοιο σε μάζα με τον δικό μας Γαλαξία θα μπορούσε να ανιχνευθεί μέχρι την εποχή που το Σύμπαν ήταν μόλις 5% της σημερινής του εποχής. Αυτή η απεικόνιση υψηλής ανάλυσης απαιτεί μια εξαιρετικά μεγάλη σειρά τηλεσκοπίων, που καλύπτει πυκνά μια περιοχή περίπου 100 χλμ. Αυτό είναι 100 φορές το μέγεθος που έχει προγραμματιστεί για το πυκνό καλυμμένο κεντρικό τμήμα της LOFAR και περίπου 20 φορές μεγαλύτερο από τον πυκνό καλυμμένο πυρήνα του Square Kilometer Array (SKA) τη μεγαλύτερη τέτοια εγκατάσταση που συζητείται αυτή τη στιγμή. Ένα τέτοιο γιγαντιαίο τηλεσκόπιο θα μπορούσε να χαρτογραφήσει ολόκληρη τη βαρυτική κατανομή μάζας του Σύμπαντος, παρέχοντας τον τελικό χάρτη σύγκρισης για εικόνες που παράγονται από άλλα τηλεσκόπια που επισημαίνουν μόνο το μικροσκοπικό κλάσμα της μάζας που εκπέμπει ακτινοβολία που μπορούν να ανιχνεύσουν.
Ωστόσο, δεν χρειάζεται να περιμένουμε το γιγαντιαίο τηλεσκόπιο να έχει απαράμιλλα αποτελέσματα από αυτήν την τεχνική. Ένα από τα πιο πιεστικά ζητήματα της τρέχουσας φυσικής είναι η καλύτερη κατανόηση της μυστηριώδους Σκοτεινής Ενέργειας που οδηγεί επί του παρόντος την επιταχυνόμενη επέκταση του Σύμπαντος. Οι Metcalf και White δείχνουν ότι οι χάρτες μάζας ενός μεγάλου κλάσματος του ουρανού που κατασκευάζονται με ένα όργανο όπως το SKA θα μπορούσαν να μετρήσουν τις ιδιότητες της Σκοτεινής Ενέργειας με μεγαλύτερη ακρίβεια από οποιαδήποτε προηγούμενη προτεινόμενη μέθοδο, περισσότερο από 10 φορές ακριβέστερα από τους χάρτες μάζας παρόμοιου μεγέθους με βάση τη βαρύτητα παραμορφώσεις των οπτικών εικόνων των γαλαξιών.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων Max Planck Institute for Astrophysics
