Tumšā matērija ir neredzama visiem mūsu instrumentiem, bet tas nenozīmē, ka tās nav. Pietiekami lielam radioteleskopam jāspēj kartēt pregalaktiskā ūdeņraža starojumu - veidojas neilgi pēc lielā sprādziena un ir redzams visos virzienos. Jebkura tumšā matērija, kas iejaucas, izstaros šo starojumu, piemēram, dīķa viļņus, atklājot tā klātbūtni un daudzumu.
Gaismai virzoties pie mums no attāliem objektiem, tās ceļu nedaudz saliek ar to lietu gravitācijas iedarbību, kuras tā iziet. Šis efekts pirmo reizi tika novērots 1919. gadā tālo zvaigžņu gaismai, kas iet tuvu Saules virsmai, pierādot, ka Einšteina gravitācijas teorija ir labāks realitātes apraksts nekā Ņūtons. Liekums rada nosakāmu tālu galaktiku attēlu kropļojumus, kas ir analogi tālās ainas izkropļojumiem, kas apskatīti caur sliktu loga rūti vai atspoguļoti saplakušā ezerā. Izkropļojuma stiprumu var izmantot, lai izmērītu priekšplāna priekšmetu smaguma spēku un līdz ar to arī to masu. Ja kropļojumu mērījumi ir pieejami pietiekami lielam skaitam tālu galaktiku, tos var apvienot, lai izveidotu visas priekšplāna masas karti.
Ar šo paņēmienu jau ir iegūti precīzi tipiskās masas mērījumi, kas saistīti ar priekšplāna galaktikām, kā arī masu kartes vairākām atsevišķām galaktiku kopām. Tomēr tas cieš no dažiem būtiskiem ierobežojumiem. Pat liels teleskops kosmosā var redzēt tikai ierobežotu skaitu fona galaktiku, maksimāli aptuveni 100 000 katrā debesu plāksterī, kas ir pilnmēness izmērs. Aptuveni 200 galaktiku mērījumiem jābūt vidējiem, lai noteiktu gravitācijas kropļojuma signālu, tāpēc mazākais laukums, par kuru var attēlot masu, ir aptuveni 0,2% no Pilnmēness. Iegūtie attēli ir nepieņemami izplūduši un daudziem mērķiem ir pārāk graudaini. Piemēram, šādās kartēs ar pārliecību var pamanīt tikai ļoti lielākos matērijas gabalus (lielākos galaktiku kopus). Otra problēma ir tā, ka daudzas no attālām galaktikām, kuru kropļojumi tiek izmērīti, atrodas daudzu tādu masu vienību priekšā, kuras vēlētos kartēt, un tāpēc to smagums neietekmē. Asas masas attēla veidošanai noteiktā virzienā nepieciešami attālāki avoti un no tiem vajadzīgs vēl daudz vairāk. MPA zinātnieki Bens Metkalfs un Saimons Vaits ir parādījuši, ka šādus avotus var sniegt radio emisija, kas nonāk pie mums laikmetā pirms galaktiku veidošanās.
Apmēram 400 000 gadu pēc lielā sprādziena Visums bija pietiekami atdzisis, ka gandrīz visa tā parastā viela pārvērtās par difūzu, gandrīz vienveidīgu un neitrālu ūdeņraža un hēlija gāzi. Pēc dažiem simtiem miljonu gadu gravitācija bija pastiprinājusi nevienmērīgumu līdz vietai, kur varēja veidoties pirmās zvaigznes un galaktikas. Pēc tam viņu ultravioletā gaisma atkal uzkarsēja izkliedēto gāzi. Šīs atkārtotās sildīšanas laikā un ilgāku laiku pirms tās izkliedētais ūdeņradis bija karstāks vai vēsāks nekā no Lielā sprādziena palikušais starojums. Tā rezultātā tai jābūt absorbētai vai izstarotai radioviļņiem ar viļņa garumu 21 cm. Visuma paplašināšanās dēļ šo starojumu šodien var redzēt ar viļņu garumu no 2 līdz 20 metriem, un tā meklēšanai pašlaik tiek būvēti vairāki zemas frekvences radioteleskopi. Viens no visattīstītākajiem ir zemo frekvenču bloks (LOFAR) Nīderlandē - projekts, kurā Max Planck Astrofizikas institūts plāno ieņemt nozīmīgu lomu kopā ar vairākām citām Vācijas institūcijām.
Pregalaktiskajam ūdeņradim ir visu izmēru struktūras, kas ir galaktiku priekšteči, un katrā redzes līnijā ir līdz 1000 no šīm struktūrām dažādos attālumos. Radioteleskops tos var atdalīt, jo struktūras dažādos attālumos dod signālus dažādos novērotajos viļņu garumos. Metkalfs un Baltais rāda, ka šo struktūru gravitācijas izkropļojumi ļautu radioteleskopam radīt kosmiskās masas sadalījuma augstas izšķirtspējas attēlus, kas ir vairāk nekā desmit reizes asāki nekā labākie, ko var radīt, izmantojot galaktiku kropļojumus. Objektu, kas pēc masas ir līdzīgs mūsu Piena ceļam, varēja atklāt jau pirms laika, kad Visums bija tikai 5% no tā pašreizējā vecuma. Šādai augstas izšķirtspējas attēlveidošanai ir nepieciešams ārkārtīgi liels teleskopu bloks, kas blīvi aptver aptuveni 100 km garu reģionu. Tas ir 100 reizes lielāks par plānoto LOFAR blīvi pārklātajā centrālajā daļā, un tas ir aptuveni 20 reizes lielāks nekā kvadrātkilometru masīva (SKA) blīvi pārklātajā kodolā, kas ir lielākais šāds objekts, par kuru pašlaik notiek diskusijas. Šāds milzu teleskops varētu izdalīt visu Visuma gravitācijas masas sadalījumu, nodrošinot augstāko salīdzināšanas karti attēliem, ko rada citi teleskopi un kas izceļ tikai niecīgo masas daļu, kas izstaro starojumu, ko viņi var atklāt.
Tomēr mums nav jāgaida, kad milzu teleskops iegūs nepārspējamus rezultātus no šīs tehnikas. Viens no aktuālākajiem jautājumiem pašreizējā fizikā ir iegūt labāku izpratni par noslēpumaino Tumšo enerģiju, kas šobrīd virza Visuma paātrināto paplašināšanos. Metkalfs un Baltais rāda, ka lielas debesu daļas masu kartes, kas izgatavotas ar tādu instrumentu kā SKA, varētu precīzāk izmērīt Tumšās enerģijas īpašības nekā jebkura iepriekš ieteiktā metode, vairāk nekā 10 reizes precīzāk nekā līdzīga izmēra masu kartes, pamatojoties uz gravitācijas galaktiku optisko attēlu kropļojumi.
Oriģinālais avots: Maksa Planka astrofizikas institūta jaunumu izlaidums
