Темная материя невидима для всех наших инструментов, но это не значит, что ее там нет. Достаточно большой радиотелескоп должен уметь отображать излучение предгалактического водорода, образовавшегося вскоре после Большого взрыва и видимого во всех направлениях. Любая промежуточная темная материя будет искажать это излучение, подобно ряби в пруду, показывая его присутствие и количество.
Когда свет распространяется к нам от далеких объектов, его путь слегка изгибается гравитационным воздействием вещей, которые он проходит. Впервые этот эффект наблюдался в 1919 году для света далеких звезд, проходящих вблизи поверхности Солнца, что доказывает теорию гравитации Эйнштейна как лучшее описание реальности, чем теория Ньютона. Изгиб вызывает заметное искажение изображений отдаленных галактик, аналогичное искажению отдаленной сцены, просматриваемой через плохое оконное стекло или отраженной в рифленом озере. Сила искажения может быть использована для измерения силы тяжести объектов переднего плана и, следовательно, их массы. Если измерения искажений доступны для достаточно большого количества далеких галактик, они могут быть объединены, чтобы составить карту всей массы переднего плана.
Этот метод уже дал точные измерения типичной массы, связанной с передними галактиками, а также карты масс для ряда отдельных скоплений галактик. Тем не менее, он страдает некоторыми фундаментальными ограничениями. Даже большой космический телескоп может видеть только ограниченное количество фоновых галактик, максимум около 100 000 в каждом кусочке неба размером с Полнолуние. Измерения около 200 галактик должны быть усреднены вместе, чтобы обнаружить сигнал гравитационного искажения, поэтому наименьшая область, для которой можно отобразить массу, составляет около 0,2% от полной Луны. Получающиеся изображения недопустимо размыты и слишком зернисты для многих целей. Например, на таких картах можно с уверенностью определить только самые большие комки материи (самые большие скопления галактик). Вторая проблема заключается в том, что многие из далеких галактик, чье искажение измеряется, находятся перед множеством массовых кусков, которые хотелось бы отобразить, и поэтому не подвержены влиянию их гравитации. Чтобы получить четкое изображение массы в заданном направлении, требуются более отдаленные источники и требуется гораздо больше из них. Ученые MPA Бен Меткалф и Саймон Уайт показали, что радиоизлучение, пришедшее к нам из эпохи до образования галактик, может обеспечить такие источники.
Приблизительно через 400 000 лет после Большого взрыва Вселенная достаточно остыла, и почти все ее обычное вещество превратилось в диффузный, почти однородный и нейтральный газ водорода и гелия. Несколько сотен миллионов лет спустя гравитация усилила неоднородности до точки, где могли образоваться первые звезды и галактики. Их ультрафиолетовое излучение снова разогревало рассеянный газ. Во время этого разогрева и в течение продолжительного периода времени диффузный водород был горячее или холоднее, чем излучение, оставшееся от Большого взрыва. В результате он должен был поглощать или излучать радиоволны с длиной волны 21 см. Расширение Вселенной делает это излучение видимым сегодня на длинах волн от 2 до 20 метров, и в настоящее время создается ряд низкочастотных радиотелескопов для его поиска. Один из наиболее продвинутых - это низкочастотный массив (LOFAR) в Нидерландах, проект, в котором Институт астрофизики им. Макса Планка планирует играть значительную роль вместе с рядом других немецких учреждений.
Предгалактический водород имеет структуры всех размеров, которые являются предшественниками галактик, и существует до 1000 таких структур на разных расстояниях вдоль каждой линии обзора. Радиотелескоп может разделить их, потому что структуры на разных расстояниях дают сигналы на разных наблюдаемых длинах волн. Меткалф и Уайт показывают, что гравитационные искажения этих структур позволили бы радиотелескопу создавать изображения с высоким разрешением распределения космической массы, которые более чем в десять раз резче, чем лучшее, которое можно сделать с использованием искажений галактики. Объект, похожий по массе на наш собственный Млечный Путь, мог быть обнаружен вплоть до того времени, когда Вселенная составляла всего 5% своего нынешнего возраста. Для таких изображений с высоким разрешением требуется очень большой массив телескопов, плотно покрывающий область шириной около 100 км. Это в 100 раз больше запланированного размера для плотно покрытой центральной части LOFAR и примерно в 20 раз больше, чем плотно покрытое ядро квадратного километража (SKA), самого большого такого объекта, который в настоящее время обсуждается. Такой гигантский телескоп мог бы отобразить полное распределение гравитирующей массы во Вселенной, предоставляя окончательную карту сравнения для изображений, полученных другими телескопами, которые выделяют только крошечную часть массы, которая испускает излучение, которое они могут обнаружить.
Однако нам не нужно ждать, пока гигантский телескоп получит беспрецедентные результаты от этой техники. Одна из самых насущных проблем современной физики заключается в том, чтобы лучше понять таинственную Темную Энергию, которая в настоящее время приводит к ускоренному расширению Вселенной. Меткалф и Уайт показывают, что карты масс большой доли неба, сделанные с помощью такого инструмента, как СКА, могут измерять свойства темной энергии более точно, чем любой ранее предложенный метод, более чем в 10 раз точнее, чем карты масс аналогичного размера, основанные на гравитационном искажения оптических изображений галактик.
Источник: Институт астрофизики имени Макса Планка.
