Tumma aine on näkymätöntä kaikille soittimillemme, mutta se ei tarkoita, että sitä ei olisi olemassa. Riittävän suuren radioteleskoopin tulisi pystyä kartoittamaan pregalaktisen vedyn säteily - muodostuu pian ison iskun jälkeen ja näkyy kaikkiin suuntiin. Mikä tahansa väliintulijana oleva tumma aine vääristää tätä säteilyä, kuten lampin väreilyä, paljastaen sen läsnäolon ja määrän.
Kun valo kulkee meihin kaukaisista esineistä, sen polku on taipunut hiukan sen läpi kulkevien asioiden gravitaatiovaikutuksilla. Tätä vaikutusta havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1919 kaukaisten tähtiä valossa, joka kulki lähellä auringon pintaa, mikä osoitti Einsteinin painovoimateorian olevan parempaa kuvaa todellisuudesta kuin Newtonin. Taivutus aiheuttaa havaittavissa olevan vääristymisen etäisten galaksien kuvista, jotka ovat samanlaisia kuin kaukaisen kohtauksen vääristyminen, jota katsellaan huonon ikkunaikkunan läpi tai heijastuu aallotettuun järveen. Vääristyksen lujuutta voidaan käyttää mittaamaan etualan esineiden painovoiman voimakkuutta ja siten niiden massaa. Jos vääristymämittauksia on saatavana riittävän suurelle määrälle etäisiä galakseja, ne voidaan yhdistää kartan muodostamiseksi koko etualan massasta.
Tämä tekniikka on jo tuottanut tarkat mittaukset etualaiseen galakseihin liittyvästä tyypillisestä massasta, samoin kuin massakartat useille yksittäisille galaksiklusterille. Sillä on kuitenkin joitain perustavia rajoituksia. Jopa avaruudessa oleva iso kaukoputki voi nähdä vain rajoitetun määrän taustagalakseja, korkeintaan noin 100 000 jokaisessa taivaanpisteessä, joka on täysikuu. Noin 200 galaksin mittaukset on keskiarvoistettava yhdessä gravitaation vääristymissignaalin havaitsemiseksi, joten pienin alue, jolle massa voidaan kuvata, on noin 0,2% täysikuusta. Tuloksena olevat kuvat ovat kohtuuttomasti epäselviä ja liian rakeita moniin tarkoituksiin. Esimerkiksi, vain erittäin suurimmat aineen palamat (suurimmat galaksiryhmät) voidaan havaita tällaisilla karttoilla varmuudella. Toinen ongelma on, että monet kaukaisista galakseista, joiden vääristymistä mitataan, sijaitsevat monien massan kohoumien edessä, joita halutaan kartoittaa, joten niiden painovoima ei vaikuta niihin. Terävän kuvan tekeminen massasta tietyssä suunnassa vaatii kauempana olevia lähteitä ja vaatii niitä paljon enemmän. MPA: n tutkijat Ben Metcalf ja Simon White ovat osoittaneet, että aikakaudesta ennen galaksien muodostumista tulevat radioemissiot voivat tarjota tällaisia lähteitä.
Noin 400 000 vuotta suuren räjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus oli jäähtynyt riittävästi, jotta melkein kaikki sen tavalliset aineet muuttuivat hajanaiseksi, lähes tasaiseksi ja neutraaliksi vedyn ja heliumin kaasuksi. Muutama sata miljoonaa vuotta myöhemmin painovoima oli vahvistanut epäyhtenäisyydet pisteeseen, missä ensimmäiset tähdet ja galaksit voivat muodostua. Niiden ultraviolettivalo lämmitti sitten diffuusiokaasun takaisin ylös. Tämän uudelleenlämmityksen aikana ja pitkään ennen sitä diffuusi vety oli kuumempi tai viileämpi kuin Isosta räjähdyksestä jäljelle jäävä säteily. Seurauksena on oltava, että se on absorboinut tai lähettänyt radioaaltoja, joiden aallonpituus on 21 cm. Universumin laajeneminen aiheuttaa tämän säteilyn näkymisen nykyään 2 - 20 metrin aallonpituuksilla, ja sitä etsimään rakennetaan parhaillaan useita matalataajuisia radioteleskooppeja. Yksi edistyneimmistä on Alankomaissa toimiva matalataajuusryhmä (LOFAR), projekti, jossa Max Planckin astrofysiikan instituutti aikoo ottaa merkittävän roolin yhdessä useiden muiden saksalaisten instituutioiden kanssa.
Pregalaktisella vedyllä on kaiken kokoisia rakenteita, jotka ovat galaksien edeltäjiä, ja näitä rakenteita on jopa 1000 eri etäisyyksillä jokaisella näkölinjalla. Radioteleskooppi voi erottaa nämä, koska eri etäisyyksillä olevat rakenteet antavat signaaleja eri havaituilla aallonpituuksilla. Metcalf ja White osoittavat, että näiden rakenteiden painovoimavääristymä sallii radioteleskoopin tuottaa korkearesoluutioisia kuvia kosmisesta massajakaumasta, jotka ovat yli kymmenen kertaa terävämpiä kuin paras, joka voidaan tehdä galaksien vääristymien avulla. Kohde, jonka massa on samanlainen kuin oma Linnunrata, voitiin havaita aina taaksepäin, jolloin maailmankaikkeus oli vain 5% nykyisestä ikästään. Tällainen korkearesoluutiokuvaus vaatii erittäin suuren teleskooppimatriisin, joka peittää tiheästi noin 100 km: n alueen. Tämä on sata kertaa suurempi kuin LOFAR: n tiheästi peitetyssä keskiosassa suunniteltu koko, ja noin 20 kertaa suurempi kuin neliökilometrin ryhmän (SKA) tiheästi peitetty ydin, suurin tällainen laitos, jota parhaillaan keskustellaan. Tällainen jättiläinen kaukoputki voisi kartoittaa koko maailmankaikkeuden painovoiman massajakauman tarjoamalla lopullisen vertailukartan muiden kaukoputkien tuottamiin kuviin, jotka korostavat vain sen pienen osan massasta, joka säteilee säteilyä, jonka ne voivat havaita.
Meidän ei kuitenkaan tarvitse odottaa jättiläisen kaukoputken saavan vertaansa vailla olevia tuloksia tästä tekniikasta. Yksi nykyisen fysiikan kiireellisimmistä asioista on ymmärtää paremmin salaperäinen pimeä energia, joka tällä hetkellä ohjaa maailmankaikkeuden nopeutettua laajentumista. Metcalf ja White osoittavat, että SKA: n kaltaisella instrumentilla tehdyt suuren osan taivaan massakartat voisivat mitata Dark Energy -ominaisuuksia tarkemmin kuin mikään aikaisemmin ehdotettu menetelmä, yli 10 kertaa yhtä tarkasti kuin samankaltaiset massakartat, jotka perustuvat painovoimaan galaksien optisten kuvien vääristymät.
Alkuperäinen lähde: Max Planckin astrofysiikan instituutin lehdistötiedote
