Tume aine on kõigi meie instrumentide jaoks nähtamatu, kuid see ei tähenda, et seda poleks olemas. Piisavalt suur raadioteleskoop peaks suutma kaardistada pregalaktilise vesiniku kiirgust - moodustatud vahetult pärast suurt pauku ja nähtav kõigis suundades. Igasugune sekkuv tumeaine moonutab seda kiirgust, nagu tiigis olevad kortsud, paljastades selle olemasolu ja koguse.
Kui valgus liigub meile kaugetest objektidest, on selle tee pisut mööduvate asjade gravitatsiooniliste mõjude tõttu painutatud. Seda mõju täheldati esimest korda 1919. aastal Päikese pinna lähedal lähenevate kaugete tähtede valguses, mis tõestas, et Einsteini gravitatsiooniteooria on tegelikkuse parem kirjeldus kui Newtoni oma. Painutamine põhjustab kaugete galaktikate piltide tuvastatavat moonutamist, mis on analoogne kauge stseeni moonutusega, vaadatuna läbi kehva aknapaneeli või peegeldudes lagunevas järves. Moonutuse tugevust saab kasutada esiplaanil olevate objektide raskusjõu ja seega ka nende massi mõõtmiseks. Kui moonutuste mõõtmised on saadaval piisavalt suure hulga kaugete galaktikate jaoks, saab neid kombineerida, et moodustada kogu esiplaani mass.
See meetod on juba andnud esiplaaniga galaktikatega seotud tüüpilise massi täpsed mõõtmised, samuti mitmete üksikute galaktikaparvede massikaardid. Sellegipoolest kannatavad sellel mõned põhimõttelised piirangud. Isegi suur kosmoseskoop võib näha vaid piiratud arvu taustgalaktikaid, maksimaalselt umbes 100 000 täiskuu suuruses taevalaotuses. Umbes 200 galaktika mõõtmistest tuleb gravitatsioonilise moonutuse signaali tuvastamiseks keskmistada, nii et väikseim pindala, mille jaoks massi saab kuvada, on umbes 0,2% täiskuu omast. Saadud pildid on lubamatult hägused ja liiga teravad mitmeks otstarbeks. Näiteks võib sellistel kaartidel igasuguse enesekindlusega märgata ainult kõige suuremaid aine tükke (galaktikate suurimad klastrid). Teine probleem on see, et paljud kaugemad galaktikad, mille moonutusi mõõdetakse, asuvad paljude nende massiümbriste ees, mida soovitakse kaardistada, ja seetõttu ei mõjuta nende raskusjõud neid. Massi terava pildi tegemiseks konkreetses suunas on vaja kaugemaid allikaid ja neid on vaja veel palju. MPA teadlased Ben Metcalf ja Simon White on näidanud, et raadiolainete emissioon, mis jõuab meieni enne galaktikate tekkimist, võib pakkuda selliseid allikaid.
Umbes 400 000 aastat pärast Suurt Pauku oli Universum piisavalt jahtunud, et peaaegu kogu tema tavaline aine muutus vesiniku ja heeliumi hajusaks, peaaegu ühtlaseks ja neutraalseks gaasiks. Paarsada miljonit aastat hiljem oli gravitatsioon võimendanud ebaühtlust nii kaugele, et esimesed tähed ja galaktikad võisid moodustuda. Seejärel soojendas nende ultraviolettvalgus hajuregaasi uuesti. Selle kuumutamise ajal ja pikema aja vältel enne seda oli difuusne vesinik kuumem või jahedam kui Suurest Paugust üle jäänud kiirgus. Selle tulemusel peab see olema neelanud või kiirgama raadiolaineid lainepikkusega 21 cm. Universumi laienemise tõttu on see kiirgus tänapäeval nähtav lainepikkustel 2 kuni 20 meetrit ja selle otsimiseks ehitatakse praegu arvukalt madala sagedusega raadioteleskoope. Üks arenenumaid on Madalsagedusmaatriks (LOFAR) Hollandis - projekt, milles Max Plancki astrofüüsika instituut kavatseb võtta koos paljude teiste Saksamaa asutustega olulise rolli.
Pregalaktilisel vesinikul on igas suuruses struktuurid, mis on galaktikate eelkäijad, ja neid struktuure on igal vaateväljal erinevatel vahemaadel kuni 1000. Raadioteleskoop võib neid eraldada, kuna erinevatel vahemaadel olevad struktuurid annavad signaale erinevatel vaadeldavatel lainepikkustel. Metcalf ja White näitavad, et nende struktuuride gravitatsiooniline moonutus võimaldaks raadioteleskoobil toota kosmilise massi jaotusest kõrge eraldusvõimega pilte, mis on üle kümne korra teravamad kui parim, mida on võimalik galaktika moonutusi kasutades teha. Objekti, mis on massilt sarnane meie enda Linnuteega, võis tuvastada juba tagasi ajast, mil Universum oli oma praegusest vanusest vaid 5%. Selliseks suure eraldusvõimega pildistamiseks on vaja äärmiselt suurt teleskoobisüsteemi, mis katab tihedalt umbes 100 km pikkuse piirkonna. See on 100 korda suurem kui LOFARi tihedalt kaetud keskosa jaoks kavandatud suurus ja umbes 20 korda suurem kui ruutkilomeetrite massiivi (SKA) tihedalt kaetud tuum, mis on suurim selline arutusel olev rajatis. Selline hiiglaslik teleskoop suudaks kaardistada kogu Universumi gravitatsioonilise massi jaotuse, pakkudes lõplikku võrdluskaarti teiste teleskoopide poolt toodetud piltide jaoks, mis tõstavad esile ainult selle massi väikese osa, mis eraldab kiirgust, mida nad suudavad tuvastada.
Me ei pea siiski ootama hiiglaslikku teleskoopi, et saada selle tehnika võrratuid tulemusi. Üks praeguse füüsika kõige pakilisemaid probleeme on mõista paremini salapärast Pimeduse Energiat, mis praegu juhib Universumi kiirendatud paisumist. Metcalf ja White näitavad, et sellise taeva suurema osa massikaardid, mis on tehtud sellise instrumendiga nagu SKA, võiksid tumeenergia omadusi mõõta täpsemini kui ükski varem soovitatud meetod, enam kui kümme korda täpsemini kui sarnase suurusega gravitatsioonil põhinevad massikaardid galaktikate optiliste kujutiste moonutused.
Algne allikas: Max Plancki Astrofüüsika Instituudi pressiteade
