डार्क मैटर हमारे सभी उपकरणों के लिए अदृश्य है, लेकिन इसका मतलब यह नहीं है कि यह वहाँ नहीं है। एक बड़े पर्याप्त रेडियो टेलीस्कोप को प्रागैतिहासिक हाइड्रोजन से विकिरण को मैप करने में सक्षम होना चाहिए - बड़े धमाके के तुरंत बाद गठित, और सभी दिशाओं में दिखाई देता है। कोई भी हस्तक्षेप करने वाला डार्क मैटर इस विकिरण को विकृत कर देगा, जैसे तालाब में लहरें, इसकी उपस्थिति और मात्रा का खुलासा करना।
जैसे-जैसे प्रकाश दूर की वस्तुओं से हमारे पास पहुंचता है, उसका मार्ग उन चीजों के गुरुत्वाकर्षण प्रभावों से थोड़ा झुक जाता है। यह प्रभाव पहली बार 1919 में सूर्य की सतह के करीब से गुजरने वाले दूर के सितारों के प्रकाश के लिए देखा गया था, जो आइंस्टीन के गुरुत्वाकर्षण के सिद्धांत को न्यूटन की तुलना में वास्तविकता का बेहतर विवरण साबित करता है। झुकने के कारण दूर की आकाशगंगाओं की छवियों का एक पता लगाने योग्य विकृति होती है, जो दूर के दृश्य के विरूपण के अनुरूप होती है, जो खराब खिड़की-फलक के माध्यम से देखी जाती है या लहरदार झील में परिलक्षित होती है। विरूपण की ताकत का उपयोग अग्रभूमि वस्तुओं की गुरुत्वाकर्षण की ताकत को मापने के लिए किया जा सकता है और इसलिए उनका द्रव्यमान। यदि विरूपण माप पर्याप्त रूप से बड़ी संख्या में दूर आकाशगंगाओं के लिए उपलब्ध हैं, तो इन्हें संपूर्ण भूमिगत द्रव्यमान का मानचित्र बनाने के लिए जोड़ा जा सकता है।
इस तकनीक ने पहले से ही अग्रभूमि आकाशगंगाओं के साथ जुड़े विशिष्ट द्रव्यमान के सटीक माप का उत्पादन किया है, साथ ही कई व्यक्तिगत आकाशगंगा समूहों के लिए बड़े पैमाने पर नक्शे भी बनाए हैं। फिर भी यह कुछ मूलभूत सीमाओं से ग्रस्त है। यहां तक कि अंतरिक्ष में एक बड़ी दूरबीन केवल एक सीमित संख्या में पृष्ठभूमि मंदाकिनियों को देख सकती है, पूर्ण चंद्रमा के आकार के प्रत्येक पैच में अधिकतम 100,000। गुरुत्वाकर्षण विरूपण संकेत का पता लगाने के लिए लगभग 200 आकाशगंगाओं के मापों को एक साथ औसत किया जाना चाहिए, इसलिए सबसे छोटा क्षेत्र जिसके लिए बड़े पैमाने पर नकल की जा सकती है वह पूर्ण चंद्रमा का लगभग 0.2% है। परिणामी छवियां अस्वीकार्य रूप से धुंधली हैं और कई उद्देश्यों के लिए बहुत दानेदार हैं। उदाहरण के लिए, पदार्थ के केवल सबसे बड़े गांठ (आकाशगंगाओं का सबसे बड़ा समूह) को किसी भी आत्मविश्वास के साथ ऐसे मानचित्रों में देखा जा सकता है। एक दूसरी समस्या यह है कि कई दूर की आकाशगंगाएँ, जिनकी विकृति को बड़े पैमाने पर कई गांठों के सामने रखा जाता है, जिन्हें कोई भी मानचित्र बनाना चाहेगा, और इसलिए उनके गुरुत्वाकर्षण से अप्रभावित रहते हैं। किसी दिए गए दिशा में द्रव्यमान की एक तेज छवि बनाने के लिए अधिक दूर के स्रोतों की आवश्यकता होती है और उनमें से कई की आवश्यकता होती है। एमपीए के वैज्ञानिकों बेन मेटकाफ और साइमन व्हाइट ने दिखाया है कि आकाशगंगाओं के बनने से पहले युग से हमारे पास आने वाले रेडियो उत्सर्जन इस तरह के स्रोत प्रदान कर सकते हैं।
बिग बैंग के लगभग 400,000 साल बाद, ब्रह्माण्ड पर्याप्त रूप से ठंडा हो गया था कि लगभग सभी सामान्य पदार्थ हाइड्रोजन और हीलियम के एक समान, निकट-समान और तटस्थ गैस में बदल गए। कुछ सौ मिलियन साल बाद गुरुत्वाकर्षण ने गैर-एकरूपता को उस बिंदु तक बढ़ा दिया था जहाँ पहले तारे और आकाशगंगाएँ बन सकते थे। उनके पराबैंगनी प्रकाश ने फिर फैलाने वाली गैस को फिर से गर्म कर दिया। इस रिहिंग के दौरान और इससे पहले एक विस्तारित अवधि के लिए, फैलाना हाइड्रोजन बिग बैंग से छोड़े गए विकिरण की तुलना में अधिक गर्म या ठंडा था। परिणामस्वरूप यह 21 सेमी की तरंग दैर्ध्य के साथ रेडियो तरंगों को अवशोषित या उत्सर्जित कर रहा होगा। ब्रह्मांड के विस्तार के कारण यह विकिरण आज 2 से 20 मीटर के तरंग दैर्ध्य पर दिखाई देता है, और इसकी खोज के लिए वर्तमान में कई कम आवृत्ति वाले रेडियो दूरबीनों का निर्माण किया जा रहा है। सबसे उन्नत में से एक नीदरलैंड्स में लो फ्रिक्वेंसी एरे (LOFAR) है, एक परियोजना जिसमें मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर एस्ट्रोफिजिक्स कई अन्य जर्मन संस्थानों के साथ मिलकर एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाने की योजना बना रहा है।
प्रागैतिहासिक हाइड्रोजन में सभी आकारों की संरचनाएं हैं जो आकाशगंगाओं के पूर्ववर्ती हैं, और इन संरचनाओं के 1000 से ऊपर अलग-अलग दूरी पर हर दृष्टि के साथ हैं। एक रेडियो टेलीस्कोप इन्हें अलग कर सकता है क्योंकि विभिन्न दूरी पर संरचनाएं अलग-अलग मनाया तरंग दैर्ध्य पर संकेत देती हैं। मेटकाफ और व्हाइट बताते हैं कि इन संरचनाओं का गुरुत्वाकर्षण विरूपण रेडियो टेलीस्कोप को ब्रह्मांडीय द्रव्यमान वितरण की उच्च-रिज़ॉल्यूशन छवियों का उत्पादन करने की अनुमति देता है जो आकाशगंगा की विकृतियों का उपयोग करके किए जाने वाले सर्वश्रेष्ठ से दस गुना अधिक तेज होते हैं। हमारे अपने मिल्की वे के द्रव्यमान के समान एक वस्तु को उस समय तक देखा जा सकता है जब ब्रह्मांड की वर्तमान आयु केवल 5% थी। इस तरह के उच्च-रिज़ॉल्यूशन इमेजिंग के लिए एक बहुत बड़ी दूरबीन सरणी की आवश्यकता होती है, जो पूरे क्षेत्र में लगभग 100 किमी तक घनीभूत होती है। यह LOFAR के घने कवर वाले मध्य भाग के लिए योजनाबद्ध आकार का 100 गुना है, और स्क्वायर किलोमीटर एरे (SKA) के घने रूप से ढके कोर की तुलना में लगभग 20 गुना बड़ा है, जो वर्तमान में चर्चा में सबसे बड़ी ऐसी सुविधा है। इस तरह की एक विशाल दूरबीन ब्रह्मांड के संपूर्ण गुरुत्वाकर्षण के बड़े पैमाने पर वितरण को मैप कर सकती है, जो अन्य दूरबीनों द्वारा उत्पादित छवियों के लिए अंतिम तुलना मानचित्र प्रदान करती है जो केवल द्रव्यमान के छोटे हिस्से को उजागर करती है जो विकिरण का पता लगा सकते हैं।
हालाँकि, हमें इस तकनीक से अद्वितीय परिणाम प्राप्त करने के लिए विशाल दूरबीन की प्रतीक्षा नहीं करनी होगी। वर्तमान भौतिकी में सबसे अधिक दबाव वाले मुद्दों में से एक रहस्यमय डार्क एनर्जी की बेहतर समझ हासिल करना है जो वर्तमान में यूनिवर्स के त्वरित विस्तार को संचालित करता है। मेटकाफ और व्हाइट बताते हैं कि SKA जैसे उपकरण से बने आकाश के बड़े हिस्से का द्रव्यमान किसी भी पहले से सुझाई गई विधि से अधिक सटीक रूप से डार्क एनर्जी के गुणों को माप सकता है, गुरुत्वाकर्षण के आधार पर समान आकार के बड़े नक्शों की तुलना में 10 गुना अधिक। आकाशगंगाओं की ऑप्टिकल छवियों की विकृतियाँ।
मूल स्रोत: मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर एस्ट्रोफिज़िक्स न्यूज़ रिलीज़
