Vật chất tối là vô hình đối với tất cả các nhạc cụ của chúng ta, nhưng điều đó không có nghĩa là nó không có ở đó. Một kính viễn vọng vô tuyến đủ lớn sẽ có thể lập bản đồ bức xạ từ hydro tiền thiên hà - được hình thành ngay sau vụ nổ lớn và có thể nhìn thấy theo mọi hướng. Bất kỳ vật chất tối can thiệp nào cũng sẽ làm biến dạng bức xạ này, như những gợn sóng trong ao, cho thấy sự hiện diện và số lượng của nó.
Khi ánh sáng truyền đến chúng ta từ những vật thể ở xa, đường đi của nó bị uốn cong nhẹ bởi những tác động hấp dẫn của những thứ nó đi qua. Hiệu ứng này lần đầu tiên được quan sát vào năm 1919 đối với ánh sáng của những ngôi sao xa xôi gần bề mặt Mặt trời, chứng minh thuyết hấp dẫn của Einstein là một mô tả thực tế tốt hơn Newton Newton. Sự bẻ cong gây ra một sự biến dạng có thể phát hiện được của các hình ảnh của các thiên hà xa tương tự như sự biến dạng của một cảnh xa được nhìn qua một ô cửa sổ nghèo nàn hoặc phản chiếu trong một hồ nước gợn sóng. Sức mạnh của biến dạng có thể được sử dụng để đo cường độ của trọng lực của các vật thể phía trước và do đó khối lượng của chúng. Nếu các phép đo biến dạng có sẵn cho một số lượng lớn các thiên hà xa xôi, chúng có thể được kết hợp để tạo ra một bản đồ của toàn bộ khối nền trước.
Kỹ thuật này đã tạo ra các phép đo chính xác về khối lượng điển hình liên quan đến các thiên hà tiền cảnh, cũng như các bản đồ khối cho một số cụm thiên hà riêng lẻ. Nó vẫn phải chịu một số hạn chế cơ bản. Ngay cả một kính viễn vọng lớn trong không gian cũng chỉ có thể nhìn thấy một số thiên hà nền giới hạn, tối đa khoảng 100.000 trong mỗi mảng bầu trời có kích thước bằng Trăng tròn. Các phép đo của khoảng 200 thiên hà phải được lấy trung bình cùng nhau để phát hiện tín hiệu méo hấp dẫn, do đó, diện tích nhỏ nhất mà khối lượng có thể được chụp là khoảng 0,2% so với Trăng Tròn. Các hình ảnh thu được bị mờ không thể chấp nhận được và quá nhiễu cho nhiều mục đích. Ví dụ, chỉ có các khối vật chất lớn nhất (cụm thiên hà lớn nhất) có thể được phát hiện trong các bản đồ như vậy với bất kỳ sự tự tin nào. Một vấn đề thứ hai là nhiều thiên hà xa xôi có độ méo được đo nằm trước nhiều khối lượng lớn mà người ta muốn lập bản đồ, và do đó không bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn của chúng. Để tạo ra một hình ảnh sắc nét của khối lượng theo một hướng nhất định đòi hỏi các nguồn xa hơn và đòi hỏi nhiều hơn nữa. Các nhà khoa học của MPA Ben Metcalf và Simon White đã chỉ ra rằng phát xạ vô tuyến đến với chúng ta từ thời đại trước khi các thiên hà hình thành có thể cung cấp các nguồn như vậy.
Khoảng 400.000 năm sau Vụ nổ lớn, Vũ trụ đã nguội đi đủ để gần như tất cả các vật chất thông thường của nó biến thành một loại khí khuếch tán, gần như đồng nhất và trung tính của hydro và heli. Vài trăm triệu năm sau, lực hấp dẫn đã khuếch đại sự không đồng nhất đến mức các ngôi sao và thiên hà đầu tiên có thể hình thành. Ánh sáng cực tím của chúng sau đó đốt nóng khí khuếch tán trở lại. Trong quá trình hâm nóng này và trong một thời gian dài trước đó, hydro khuếch tán nóng hơn hoặc lạnh hơn so với bức xạ còn lại từ Vụ nổ lớn. Kết quả là nó phải hấp thụ hoặc phát ra sóng vô tuyến có bước sóng 21 cm. Sự giãn nở của Vũ trụ khiến cho bức xạ này có thể nhìn thấy ngày nay ở bước sóng từ 2 đến 20 mét, và một số kính viễn vọng vô tuyến tần số thấp hiện đang được chế tạo để tìm kiếm nó. Một trong những tiên tiến nhất là Mảng tần số thấp (LOFAR) ở Hà Lan, một dự án mà Viện Vật lý thiên văn Max Planck đang lên kế hoạch đóng vai trò quan trọng, cùng với một số tổ chức khác của Đức.
Hydro tiền thiên hà có cấu trúc của tất cả các kích cỡ là tiền thân của các thiên hà và có tới 1000 cấu trúc này ở các khoảng cách khác nhau dọc theo mỗi đường ngắm. Một kính viễn vọng vô tuyến có thể tách chúng ra vì các cấu trúc ở các khoảng cách khác nhau cho tín hiệu ở các bước sóng quan sát khác nhau. Metcalf và White cho thấy biến dạng hấp dẫn của các cấu trúc này sẽ cho phép kính viễn vọng vô tuyến tạo ra hình ảnh có độ phân giải cao về phân bố khối lượng vũ trụ sắc nét hơn gấp mười lần so với tốt nhất có thể được tạo ra bằng cách sử dụng các biến dạng thiên hà. Một vật thể có khối lượng tương tự như Dải Ngân hà của chúng ta có thể được phát hiện hoàn toàn từ thời trước khi Vũ trụ chỉ còn 5% so với thời điểm hiện tại. Hình ảnh độ phân giải cao như vậy đòi hỏi một mảng kính viễn vọng cực lớn, dày đặc bao phủ một vùng rộng khoảng 100 km. Đây là kích thước gấp 100 lần so với kế hoạch cho phần trung tâm được che phủ dày đặc của LOFAR và lớn hơn khoảng 20 lần so với lõi được che phủ dày đặc của Square Kilometer Array (SKA), cơ sở lớn nhất hiện đang được thảo luận. Một kính viễn vọng khổng lồ như vậy có thể lập bản đồ toàn bộ phân bố khối lượng hấp dẫn của Vũ trụ, cung cấp bản đồ so sánh cuối cùng cho các hình ảnh được tạo ra bởi các kính viễn vọng khác chỉ làm nổi bật phần nhỏ của khối lượng phát ra bức xạ mà chúng có thể phát hiện được.
Tuy nhiên, chúng tôi không thể chờ đợi kính viễn vọng khổng lồ để có được kết quả tuyệt vời từ kỹ thuật này. Một trong những vấn đề quan trọng nhất trong vật lý hiện tại là hiểu rõ hơn về Năng lượng tối bí ẩn hiện đang thúc đẩy sự mở rộng nhanh chóng của Vũ trụ. Metcalf và White cho thấy các bản đồ khối của một phần lớn bầu trời được tạo ra bằng một công cụ như SKA có thể đo các thuộc tính của Năng lượng tối chính xác hơn bất kỳ phương pháp nào được đề xuất trước đây, chính xác hơn 10 lần so với các bản đồ khối có kích thước tương tự dựa trên lực hấp dẫn biến dạng của hình ảnh quang học của các thiên hà.
Nguồn gốc: Viện phát hành vật lý thiên văn Max Planck
