Bahan gelap tidak dapat dilihat oleh semua instrumen kami, tetapi itu tidak bermakna ia tidak ada di sana. Teleskop radio yang cukup besar harus dapat memetakan sinaran dari hidrogen pregalaktik - terbentuk tidak lama selepas ledakan besar, dan dapat dilihat ke semua arah. Sebarang bahan gelap yang mengganggu akan memutarbelitkan sinaran ini, seperti riak di kolam, yang menunjukkan kehadiran dan kuantiti.
Ketika cahaya bergerak ke arah kita dari objek yang jauh, lintasannya sedikit bengkok oleh kesan graviti dari benda-benda yang dilaluinya. Kesan ini pertama kali diperhatikan pada tahun 1919 kerana cahaya bintang-bintang yang jauh menghampiri permukaan Matahari, membuktikan teori graviti Einstein sebagai gambaran realiti yang lebih baik daripada Newton. Lenturan menyebabkan penyimpangan yang dapat dikesan dari gambar galaksi jauh yang serupa dengan penyimpangan pemandangan jauh yang dilihat melalui tingkap tingkap yang buruk atau tercermin di tasik yang bergelombang. Kekuatan herotan dapat digunakan untuk mengukur kekuatan graviti objek latar depan dan jisimnya. Sekiranya ukuran penyimpangan tersedia untuk sebilangan besar galaksi jauh, ini dapat digabungkan untuk membuat peta keseluruhan jisim latar depan.
Teknik ini telah menghasilkan pengukuran tepat jisim khas yang berkaitan dengan galaksi latar depan, serta peta massa untuk sejumlah kelompok galaksi individu. Walaupun begitu, ia mengalami beberapa batasan asas. Bahkan teleskop besar di angkasa hanya dapat melihat sejumlah galaksi latar belakang, maksimum sekitar 100,000 di setiap tambalan langit seukuran Bulan Purnama. Ukuran kira-kira 200 galaksi mesti dirata-rata untuk mengesan isyarat distorsi graviti, jadi kawasan terkecil yang dapat dicitrakan jisimnya adalah sekitar 0.2% dari Bulan Purnama. Gambar yang dihasilkan tidak jelas kabur dan terlalu kasar untuk banyak tujuan. Sebagai contoh, hanya gumpalan jirim yang paling besar (kelompok galaksi terbesar) yang dapat dilihat dalam peta seperti itu dengan yakin. Masalah kedua ialah banyak galaksi jauh yang distorsinya diukur terletak di hadapan banyak gumpalan massa yang ingin dipetakan oleh seseorang, dan begitu juga tidak dipengaruhi oleh graviti mereka. Untuk membuat gambaran jisim yang tajam ke arah tertentu memerlukan sumber yang lebih jauh dan memerlukan banyak lagi. Saintis MPA Ben Metcalf dan Simon White telah menunjukkan bahawa pancaran radio yang datang kepada kita dari zaman sebelum galaksi terbentuk dapat memberikan sumber seperti itu.
Kira-kira 400,000 tahun selepas Big Bang, Alam Semesta telah cukup sejuk sehingga hampir semua perkara biasa berubah menjadi gas hidrogen dan helium yang menyebar, hampir seragam dan neutral. Beberapa ratus juta tahun kemudian graviti telah meningkatkan ketidakseragaman sehingga titik bintang dan galaksi pertama dapat terbentuk. Cahaya ultraviolet mereka kemudian memanaskan semula gas yang menyebar kembali. Semasa pemanasan ini dan untuk jangka masa yang panjang sebelum itu, hidrogen yang menyebar lebih panas atau lebih sejuk daripada radiasi yang tersisa dari Big Bang. Akibatnya ia mesti menyerap atau memancarkan gelombang radio dengan panjang gelombang 21 cm. Pengembangan Alam Semesta menyebabkan sinaran ini dapat dilihat hari ini pada panjang gelombang 2 hingga 20 meter, dan sejumlah teleskop radio frekuensi rendah sedang dibina untuk mencarinya. Salah satu yang paling maju adalah Low Frequency Array (LOFAR) di Belanda, sebuah projek di mana Max Planck Institute for Astrophysics merancang untuk mengambil peranan penting, bersama dengan sejumlah institusi Jerman yang lain.
Hidrogen pregalaktik mempunyai struktur dari semua ukuran yang merupakan pendahulu galaksi, dan terdapat hingga 1000 struktur ini pada jarak yang berbeza di setiap garis penglihatan. Teleskop radio dapat memisahkannya kerana struktur pada jarak yang berbeza memberi isyarat pada panjang gelombang yang diperhatikan. Metcalf dan White menunjukkan bahawa distorsi graviti struktur ini akan memungkinkan teleskop radio untuk menghasilkan gambar resolusi tinggi taburan jisim kosmik yang lebih daripada sepuluh kali lebih tajam daripada yang terbaik yang dapat dibuat menggunakan distorsi galaksi. Objek yang berukuran besar dengan Bima Sakti kita sendiri dapat dikesan sejak zaman Universe hanya 5% dari zaman sekarang. Pengimejan beresolusi tinggi seperti itu memerlukan susunan teleskop yang sangat besar, yang meliputi kawasan seluas kira-kira 100 km. Ini adalah 100 kali ukuran yang dirancangkan untuk bahagian tengah LOFAR yang tertutup rapat, dan kira-kira 20 kali lebih besar daripada teras tertutup rapat Kilometer Array (SKA), kemudahan terbesar yang sedang dibincangkan. Teleskop raksasa seperti itu dapat memetakan keseluruhan taburan jisim gravitasi Alam Semesta, memberikan peta perbandingan utama untuk gambar yang dihasilkan oleh teleskop lain yang hanya menyoroti pecahan kecil jisim yang memancarkan radiasi yang dapat mereka ketahui.
Kita tidak perlu menunggu teleskop raksasa untuk mendapatkan hasil yang tiada tandingan dari teknik ini. Salah satu masalah yang paling mendesak dalam fizik semasa adalah untuk mendapatkan pemahaman yang lebih baik mengenai Tenaga Gelap misterius yang kini mendorong pengembangan Semesta yang dipercepat. Metcalf and White menunjukkan bahawa peta massa pecahan besar langit yang dibuat dengan instrumen seperti SKA dapat mengukur sifat Tenaga Gelap dengan lebih tepat daripada kaedah yang dicadangkan sebelumnya, lebih daripada 10 kali lebih tepat daripada peta massa dengan ukuran yang serupa berdasarkan gravitasi penyelewengan imej optik galaksi.
Sumber Asal: Max Planck Institute for Astrophysics News Release
