La materia oscura è invisibile a tutti i nostri strumenti, ma ciò non significa che non sia presente. Un radiotelescopio abbastanza grande dovrebbe essere in grado di mappare la radiazione dell'idrogeno pregalattico, che si è formato poco dopo il big bang e visibile in tutte le direzioni. Qualsiasi materia oscura che si frappone distorcerà questa radiazione, come increspature in uno stagno, rivelando la sua presenza e quantità.
Mentre la luce viaggia verso di noi da oggetti distanti, il suo percorso è leggermente piegato dagli effetti gravitazionali delle cose che passa. Questo effetto fu osservato per la prima volta nel 1919 per la luce di stelle distanti che passavano vicino alla superficie del Sole, dimostrando che la teoria della gravità di Einstein era una descrizione migliore della realtà di quella di Newton. La flessione provoca una distorsione rilevabile delle immagini di galassie distanti analoga alla distorsione di una scena lontana vista attraverso un povero riquadro della finestra o riflessa in un lago increspato. La forza della distorsione può essere usata per misurare la forza della gravità degli oggetti in primo piano e quindi la loro massa. Se sono disponibili misure di distorsione per un numero sufficientemente ampio di galassie distanti, queste possono essere combinate per creare una mappa dell'intera massa in primo piano.
Questa tecnica ha già prodotto misurazioni precise della massa tipica associata alle galassie in primo piano, nonché mappe di massa per un numero di singoli ammassi di galassie. Soffre tuttavia di alcune limitazioni fondamentali. Persino un grande telescopio nello spazio può vedere solo un numero limitato di galassie di fondo, un massimo di circa 100.000 in ogni macchia di cielo delle dimensioni della Luna Piena. Le misurazioni di circa 200 galassie devono essere calcolate in media insieme per rilevare il segnale di distorsione gravitazionale, quindi l'area più piccola per cui è possibile acquisire la massa è di circa lo 0,2% quella della Luna Piena. Le immagini risultanti sono inaccettabilmente sfocate e sono troppo sgranate per molti scopi. Ad esempio, solo i grumi più grandi di materia (i più grandi ammassi di galassie) possono essere individuati in tali mappe con sicurezza. Un secondo problema è che molte delle galassie distanti la cui distorsione viene misurata si trovano di fronte a molti grumi di massa che si vorrebbe mappare, e quindi non sono influenzati dalla loro gravità. Fare un'immagine nitida della massa in una data direzione richiede fonti più distanti e ne richiede molte di più. Gli scienziati dell'MPA Ben Metcalf e Simon White hanno dimostrato che le emissioni radio che ci arrivano dall'epoca precedente alla formazione delle galassie possono fornire tali fonti.
Circa 400.000 anni dopo il Big Bang, l'Universo si era sufficientemente raffreddato da trasformare quasi tutta la sua materia ordinaria in un gas diffuso, quasi uniforme e neutro di idrogeno ed elio. Alcune centinaia di milioni di anni dopo, la gravità aveva amplificato le non uniformità al punto in cui si potevano formare le prime stelle e galassie. La loro luce ultravioletta ha quindi riscaldato nuovamente il gas diffuso. Durante questo riscaldamento e per un lungo periodo prima, l'idrogeno diffuso era più caldo o più freddo della radiazione rimasta dal Big Bang. Di conseguenza deve aver assorbito o emesso onde radio con una lunghezza d'onda di 21 cm. L'espansione dell'Universo fa sì che questa radiazione sia visibile oggi a lunghezze d'onda da 2 a 20 metri e un certo numero di radiotelescopi a bassa frequenza sono attualmente in fase di costruzione per cercarla. Uno dei più avanzati è il Low Frequency Array (LOFAR) nei Paesi Bassi, un progetto in cui il Max Planck Institute for Astrophysics sta pianificando di assumere un ruolo significativo, insieme a un certo numero di altre istituzioni tedesche.
L'idrogeno pregalattico ha strutture di tutte le dimensioni che sono i precursori delle galassie e ci sono fino a 1000 di queste strutture a diverse distanze lungo ogni linea di vista. Un radiotelescopio può separarli perché strutture a distanze diverse forniscono segnali a diverse lunghezze d'onda osservate. Metcalf e White mostrano che la distorsione gravitazionale di queste strutture consentirebbe a un radiotelescopio di produrre immagini ad alta risoluzione della distribuzione di massa cosmica che sono più di dieci volte più nitide delle migliori che si possano fare usando le distorsioni della galassia. Un oggetto simile in massa alla nostra Via Lattea poteva essere rilevato fino al tempo in cui l'Universo aveva solo il 5% della sua età attuale. Tale imaging ad alta risoluzione richiede un array di telescopi estremamente ampio, che copre densamente una regione di circa 100 km di larghezza. Questa è 100 volte la dimensione pianificata per la parte centrale densamente coperta di LOFAR, e circa 20 volte più grande del nucleo densamente coperto dell'Array Square Kilometer Array (SKA), la più grande struttura di questo tipo attualmente in discussione. Un tale telescopio gigante potrebbe mappare l'intera distribuzione di massa gravitante dell'Universo, fornendo la mappa di confronto finale per le immagini prodotte da altri telescopi che evidenziano solo la piccola frazione della massa che emette radiazioni che possono rilevare.
Tuttavia, non dobbiamo aspettare che il telescopio gigante ottenga risultati impareggiabili da questa tecnica. Uno dei problemi più urgenti della fisica attuale è quello di comprendere meglio la misteriosa Energia Oscura che attualmente guida l'espansione accelerata dell'Universo. Metcalf e White mostrano che le mappe di massa di una grande frazione del cielo realizzate con uno strumento come SKA potrebbero misurare le proprietà dell'Energia Oscura in modo più preciso rispetto a qualsiasi metodo precedentemente suggerito, oltre 10 volte più accuratamente delle mappe di massa di dimensioni simili basate sulla gravità distorsioni delle immagini ottiche delle galassie.
Fonte originale: Comunicato stampa dell'Istituto Max Planck per l'astrofisica
