Temná hmota je neviditelná pro všechny naše nástroje, ale to neznamená, že tam není. Dostatečně velký radioteleskop by měl být schopen mapovat záření z pregalaktického vodíku - vytvořeného krátce po velkém třesku a viditelné ve všech směrech. Jakákoli zasahující temná hmota toto záření zkreslí, jako vlnky v jezírku, odhalující jeho přítomnost a množství.
Když k nám světlo putuje ze vzdálených objektů, jeho cesta je mírně ohnuta gravitačními účinky věcí, které prochází. Tento efekt byl poprvé pozorován v roce 1919 pro světlo vzdálených hvězd procházejících blízko povrchu Slunce, což dokazuje, že Einsteinova teorie gravitace je lepším popisem reality než Newtonova. Ohýbání způsobuje detekovatelné zkreslení obrazů vzdálených galaxií analogické zkreslení vzdálené scény pozorované skrze špatné okenní sklo nebo odrazené ve zvlněném jezeře. Síla zkreslení může být použita k měření síly gravitace předmětů v popředí a tím i jejich hmotnosti. Pokud jsou k dispozici měření zkreslení pro dostatečně velký počet vzdálených galaxií, lze je kombinovat, aby se vytvořila mapa celé hmotnosti popředí.
Tato technika již vytvořila přesná měření typické hmotnosti spojené s popředími galaxiemi, jakož i mapy hmotností pro řadu jednotlivých klastrů galaxií. Přesto však trpí některými zásadními omezeními. Dokonce i velký dalekohled ve vesmíru může vidět jen omezený počet galaxií v pozadí, maximálně asi 100 000 v každé skvrně nebe velikosti úplňku. Měření asi 200 galaxií musí být zprůměrována společně, aby se zjistil signál gravitačního zkreslení, takže nejmenší plocha, pro kterou lze hmotu zobrazovat, je asi 0,2% plochy úplňku. Výsledné obrázky jsou nepřijatelně rozmazané a jsou příliš zrnité pro mnoho účelů. Například na těchto mapách lze s jistotou spatřit pouze ty největší kousky hmoty (největší shluky galaxií). Druhým problémem je to, že mnoho vzdálených galaxií, jejichž zkreslení se měří, leží před mnoha hromadnými hrudkami, které by člověk chtěl zmapovat, a proto nejsou ovlivněny jejich gravitací. Chcete-li udělat ostrý obraz hmoty v daném směru vyžaduje více vzdálených zdrojů a vyžaduje mnoho dalších z nich. Vědci MPA Ben Metcalf a Simon White ukázali, že rádiové emise přicházející k nám z epochy dříve, než se formovaly galaxie, mohou poskytnout takové zdroje.
Asi 400 000 let po Velkém třesku se vesmír dostatečně ochladil, takže téměř veškerá jeho běžná hmota se změnila v rozptýlený, téměř jednotný a neutrální plyn vodíku a hélia. O několik set miliónů let později gravitace zesílila nejednotnosti tak, že se mohly tvořit první hvězdy a galaxie. Jejich ultrafialové světlo pak znovu rozpálilo difuzní plyn. Během tohoto ohřevu a po delší dobu před ním byl rozptýlený vodík teplejší nebo chladnější než záření, které zbylo z Velkého třesku. V důsledku toho musí absorbovat nebo emitovat rádiové vlny o vlnové délce 21 cm. Expanze vesmíru způsobuje, že toto záření je dnes viditelné při vlnových délkách 2 až 20 metrů, a v současné době se staví řada nízkofrekvenčních rádiových dalekohledů, které by ho hledaly. Jedním z nejvyspělejších je nízkofrekvenční pole (LOFAR) v Nizozemsku, projekt, v němž má institut Maxe Plancka pro astrofyziku významnou roli, spolu s řadou dalších německých institucí.
Pregalaktický vodík má struktury všech velikostí, které jsou předchůdci galaxií, a existuje až 1000 těchto struktur v různých vzdálenostech podél každé zorné čáry. Rádiový dalekohled je může oddělit, protože struktury v různých vzdálenostech dávají signály při různých pozorovaných vlnových délkách. Metcalf a White ukazují, že gravitační zkreslení těchto struktur by rádiovému dalekohledu umožnilo produkovat obrazy kosmické hmoty s vysokým rozlišením, které jsou více než desetkrát ostřejší než to nejlepší, čeho lze dosáhnout pomocí zkreslení galaxií. Objekt podobný hmotně jako naše vlastní Mléčná dráha mohl být detekován až do doby, kdy byl vesmír jen 5% jeho současného věku. Takové zobrazování s vysokým rozlišením vyžaduje extrémně velké pole dalekohledů, které hustě pokrývají oblast asi 100 km napříč. Toto je 100krát větší velikost než plánovaná hustě zakrytá centrální část LOFAR a asi 20krát větší než hustě zakryté jádro pole Square Kilometer Array (SKA), které je největším právě diskutovaným zařízením. Takový obří dalekohled mohl zmapovat celou distribuci gravitační hmoty ve vesmíru a poskytnout tak konečnou srovnávací mapu pro obrazy vytvořené jinými dalekohledy, které zvýrazňují jen nepatrný zlomek hmoty, která emituje záření, které mohou detekovat.
Nemusíme však čekat, až obří dalekohled získá z této techniky jedinečné výsledky. Jedním z nejnaléhavějších problémů současné fyziky je získat lepší porozumění tajemné temné energii, která v současnosti řídí zrychlené rozšiřování vesmíru. Metcalf a White ukazují, že masové mapy velké části oblohy vytvořené pomocí nástroje, jako je SKA, dokázaly přesněji měřit vlastnosti Temné energie než jakákoli dříve navrhovaná metoda, více než desetkrát přesněji jako hromadné mapy podobné velikosti založené na gravitačních zkreslení optických obrazů galaxií.
Původní zdroj: Max Planck Institute for Astrophysics News Release
