Astronoomid, kes kasutavad võimas kvasarit, et uurida ülikiiratud gaasiaruannet täis tohutut nähtamatut lokki, et nad on leidnud Universumi "kadunud" nähtava aine.
Kõik galaktikate, tähtede ja planeetide aatomid moodustavad umbes 5% massilisest kosmilisest tihedusest. Umbes 70% esindab tumedat energiat - salapärane tõrjuv jõud, mis sunnib ruumi laienema kiirusega. Ülejäänud kvartal koosneb tumedast ainest - nähtamatust materjalist, mille olemasolu on tunda gravitatsioonilise mõju tõttu galaktilistele kaaludele. Tume materjal ühendab galaktikaid massiivsete lokidega, moodustades kosmilise veebi, mis toimib Universumi nähtamatu skeletina.
Teadlased on neid proportsioone kaks meetodit hinnanud. Palju aastaid tagasi arvutasid nad, kui palju oleks ilmunud universumi tekitanud Big Bangi pärast. Uuriti ka reliikvärsust - kõige vanemat valgust kosmoses, tungides kogu taevasse. Normaalse materjali, tumeda aine ja tumeda energia suhe oli võimalik leida ligikaudu samamoodi.
Seda väikest normaalset materjali, mida me suudame tuvastada, nimetatakse baryooniks. See on kõige kuulsam kolme positsioonide arv: see kiirgab valgust (päike) või peegeldab seda (Kuu), muutes objekti teleskoobide kaudu nähtavaks. Aga saladus jäi. Rohkem kui 20 aastat tagasi täheldati, et kui me lisame galaktikates kogu tähevalgust, saame vaid 10% nendest 5% tavalisest asjast. Siis kus on baryoonid, mis ei ole kokku kukkunud tähtedeks ja galaktikateks? Teadlased keskendusid sellele küsimusele, lisades kõik kuuma hajutatud gaasi tohututesse halodesse ja isegi suurematesse galaktilistesse klastritesse. Seejärel kerkis küsimus: „Kas kosmilise veebi tumedate materjalide lõngadesse võib jääda suur hulk kadunud materjali?”.
Probleem on selles, et puuduv aine moodustub peamiselt vesinikust (kõige lihtsam element ja kõige levinum kosmoses). Kui vesiniku aatomid on ioniseeritud, võivad nad muutuda nähtamatuks optiliste lainepikkuste jaoks, mis teeb tuvastamise raskeks. Kui Maa ja UV-valguse allika vahel paikneb ioniseeritud vesiniku pilv, neelab vesinik teatud lainepikkusi, jättes selge keemilise jälje.
Gaas muutub üha kuumemaks (üle miljoni kraadi), mille järel ioniseeritud vesinik peatab ultraviolettkiirguses selge signaali. Seetõttu pidime püüdlema ka palju haruldasemate hapnikuioonide poole ja otsima nende röntgenprintide väljatrükke. Teadlased kasutasid kvartaari 1ES 1553 + 113 uurimiseks ESA XMM-Newtoni kosmoseteleskoopi. See on galaktikakeskuses aktiivne supermassive must auk. Kvasarid neelavad materjali ja hõõguvad heledalt paljudes lainepikkustes (raadiost röntgenikiirgusele). Need taevasignaalid suudavad jälgida materjali, mis ületab tala teed. Uurides hapniku keemilist jälge röntgenikiirguses kvaasivalgusest, said uurijad leida suure hulga äärmiselt kuuma intergalaktilisi gaase. Analüüs näitas, et see võib ruumis olla kuni 40% baryoonilisest ainest. See võib olla piisav puuduva küsimuse selgitamiseks. Arvatakse, et need ioonid algasid supernovast välja tulnud tähe südametes. Nende plahvatuste ajal visati nad oma emakeelsetest galaktikatest välja. Võib-olla muutusid nad just šokkide tõttu ülekuumenenud. Aatomite kiirgamiseks peavad aatomid omavahel kokku puutuma. Kuid haruldase gaasi üksikud aatomid asuvad üksteisest kaugel, mistõttu nad ei suutnud puudutada ja jäid punaseks.
On alternatiivseid selgitusi. Näiteks võib ioniseeritud gaasisignaal pärineda pigem galaktikast kui intergalaktilisest gaasist. Kuid tulemustest saab välja tuua kohad, kus puuduvad baryoonid peidavad. Järgmiseks peate järgima teisi kvasareid.
