암흑 물질은 모든 기기에 보이지 않지만 그것이 존재하지 않는다는 것을 의미하지는 않습니다. 충분히 큰 전파 망원경은 빅뱅 직후에 형성되어 모든 방향으로 볼 수있는 전 은하 수소로부터의 방사선을 매핑 할 수 있어야합니다. 개입하는 암흑 물질은 연못의 잔물결처럼이 방사선을 왜곡시켜 그 존재와 양을 나타냅니다.
빛이 멀리있는 물체에서 우리에게로 이동함에 따라, 경로는 통과하는 물체의 중력 효과에 의해 약간 구부러집니다. 이 효과는 1919 년에 태양 표면 가까이로 먼 별들의 빛이 관측되어 아인슈타인의 중력 이론이 뉴턴보다 현실에 대한 더 나은 묘사임을 입증했습니다. 굽힘은 열악한 창유리를 통해 보이거나 잔물결 호수에 반사되는 먼 장면의 왜곡과 유사한 먼 은하의 이미지의 감지 가능한 왜곡을 유발합니다. 왜곡의 강도는 전경 물체의 중력 및 그에 따른 질량의 강도를 측정하는 데 사용될 수 있습니다. 충분히 많은 수의 먼 은하에 대한 왜곡 측정이 가능한 경우, 이들을 결합하여 전체 전경 질량의지도를 만들 수 있습니다.
이 기술은 전경 은하와 관련된 전형적인 질량뿐만 아니라 다수의 개별 은하 클러스터에 대한 질량 맵을 이미 측정했다. 그럼에도 불구하고 몇 가지 근본적인 한계가 있습니다. 우주의 큰 망원경조차도 제한된 수의 배경 은하를 볼 수 있으며, 하늘의 각 패치마다 보름달 크기의 최대 약 100,000입니다. 중력 왜곡 신호를 탐지하기 위해 약 200 개 은하의 측정을 평균화해야하므로 질량을 촬영할 수있는 가장 작은 영역은 보름달의 약 0.2 %입니다. 결과 이미지는 수용 할 수 없을 정도로 흐려지고 많은 목적을 위해 너무 거칠어집니다. 예를 들어, 가장 큰 덩어리의 덩어리 (가장 큰 은하단)만이 그러한지도에서 확실하게 발견 될 수 있습니다. 두 번째 문제는 왜곡이 측정되는 많은 먼 은하들이지도 화하려는 많은 덩어리들 앞에 있기 때문에 중력에 영향을받지 않는다는 것입니다. 주어진 방향으로 질량의 예리한 이미지를 만들려면 더 먼 소스가 필요하고 더 많은 소스가 필요합니다. MPA 과학자 인 벤 멧 칼프 (Ben Metcalf)와 사이먼 화이트 (Simon White)는 은하가 형성되기 전에 신기원에서 우리에게 오는 무선 방출이 그러한 근원을 제공 할 수 있음을 보여 주었다.
빅뱅 이후 약 40 만 년 후, 우주는 거의 모든 평범한 물질이 수소와 헬륨의 확산되고 거의 균일하며 중성 인 기체로 변할 정도로 충분히 식었다. 수억 년 후 중력은 불균일성을 첫 번째 별과 은하가 형성 될 수있는 지점까지 증폭시켰다. 그들의 자외선은 확산 가스를 다시 가열했다. 이 재가열 동안 그리고 그 전에 연장 된 시간 동안, 확산 수소는 빅뱅으로부터 남은 방사선보다 더 뜨겁거나 차가웠다. 결과적으로 21cm 파장의 전파를 흡수 또는 방출해야합니다. 우주의 확장으로 인해이 복사선은 오늘날 2 ~ 20 미터의 파장에서 가시화되고 있으며,이를 검색하기 위해 현재 많은 저주파 무선 망원경이 건설되고 있습니다. 맥스 플랑크 천체 물리 연구소는 다른 독일 기관들과 함께 중요한 역할을 수행 할 계획 인 프로젝트 인 네덜란드의 LOFAR (Low Frequency Array)입니다.
전 은하수 소는 은하의 선구자 인 모든 크기의 구조를 가지고 있으며, 모든 가시선을 따라 서로 다른 거리에 최대 1000 개의 구조가 있습니다. 서로 다른 거리의 구조물은 서로 다른 관찰 파장의 신호를 제공하기 때문에 전파 망원경은 이들을 분리 할 수 있습니다. Metcalf와 White는 이러한 구조의 중력 왜곡이 전파 망원경이 은하 왜곡을 사용하여 만들 수있는 것보다 10 배 이상 더 선명한 우주 질량 분포의 고해상도 이미지를 생성 할 수 있음을 보여줍니다. 우리 자신의 은하수와 질량이 비슷한 물체는 우주가 현재 나이의 5 %에 불과했던 시대로 거슬러 올라갈 수있었습니다. 이러한 고해상도 이미징에는 약 100km의 영역을 조밀하게 덮는 매우 큰 망원경 배열이 필요합니다. 이는 LOFAR의 밀도가 높은 중앙 부분에 대해 계획된 크기의 100 배이며 현재 논의중인 최대 규모의 시설 인 SKA (Square Kilometer Array)의 밀도가 높은 코어보다 약 20 배 더 큽니다. 이러한 거대한 망원경은 우주의 전체 중력 질량 분포를 매핑 할 수 있으며, 탐지 할 수있는 방사선을 방출하는 질량의 작은 부분 만 강조하는 다른 망원경으로 생성 된 이미지에 대한 궁극적 인 비교 맵을 제공합니다.
그러나이 망원경으로 거대한 망원경이 비교할 수없는 결과를 얻을 때까지 기다릴 필요는 없습니다. 현재 물리학에서 가장 시급한 문제 중 하나는 현재 우주의 가속 팽창을 주도하는 신비한 암흑 에너지에 대한 이해를 높이는 것입니다. Metcalf와 White는 SKA와 같은 도구로 만든 하늘의 큰 부분의 질량 맵이 이전에 제안 된 방법보다 더 정확하게 암흑 에너지의 특성을 측정 할 수 있으며 중력에 기초한 유사한 크기의 질량 맵보다 10 배 이상 정확하게 측정 할 수 있음을 보여줍니다 은하의 광학 이미지의 왜곡.
원본 출처 : Max Planck Institute for Astrophysics News Release
