Der Dark Flow ist nicht direkt sichtbar, sondern macht sich in Form schwacher Temperaturerhöhungen in der Kosmischen Hintergrundstrahlung bemerkbar. Dieses heute minus 270 Grad Celsius kalte Restleuchten vom Feuerballstadium des frühen Universums entstand 380 000 Jahre nach dem Urknall. Die Photonen bewegen sich die meiste Zeit völlig ungestört durchs All. Durchkreuzen sie jedoch einen Galaxienhaufen, können sie an den Elektronen des heißen ionisierten Gases gestreut werden, das sich im Raum zwischen den Galaxien befindet. Das Plasma macht die durchschnittlich zehn Millionen Lichtjahre großen Haufen zu starken Röntgenquellen (bild der wissenschaft 1/2009, „Heiße Haufen”). Die Streuung wurde schon 1969 von den sowjetischen Kosmologen Rashid Sunyaev und Yakov B. Zel’dovich vorausgesagt. Ihnen zu Ehren spricht man heute vom Sunyaev-Zel’dovich- oder SZ-Effekt: Das heiße Plasma in und um Galaxienhaufen überträgt den kühlen Photonen der Kosmischen Hintergrundstrahlung also etwas Energie.
Der SZ-Effekt ist unabhängig von der Entfernung der Haufen und extrem schwer zu messen, weil er von anderen, viel früher entstandenen Temperaturvariationen überlagert wird, die erst herausgerechnet werden müssen. Sie betragen maximal etwa 4/100 000 Grad und gehen auf Dichteschwankungen in der Urmaterie zurück. Außerdem setzt sich der SZ-Effekt aus mehreren Komponenten zusammen. Der thermische SZ-Effekt ist am stärksten und wurde mit Radioteleskopen erstmals 1983 gemessen. Galaxienhaufen zeichnen sich gleichsam als „Schatten” vor der Hintergrundstrahlung ab. Sogar unbekannte Haufen lassen sich so aufspüren, was 2008 mit dem South Pole Telescope zum ersten Mal gelang.
Hinzu kommt der zehnmal schwächere kinetische SZ-Effekt – eine Art Reibungshitze, die durch die Bewegung der Galaxienhaufen relativ zur Hintergrundstrahlung entsteht. In dieser winzigen Erwärmung der Hintergrundstrahlung sind also gleichsam die Informationen von den Bewegungsrichtungen der einzelnen Haufen „ gespeichert”. Allerdings beträgt die Temperaturerhöhung lediglich zwei bis drei Millionstel Grad – zu wenig, um selbst mit den empfindlichsten Detektoren direkt gemessen zu werden. Daher hatte lange Zeit auch niemand nach dem kinetischen SZ-Effekt gesucht. Im Jahr 2000 zeigten die beiden Kosmologen Alexander Kashlinsky und Fernando Atrio-Barandela dann, dass eine kombinierte Analyse von möglichst vielen Präzisionsdaten der Galaxienhaufen und Hintergrundstrahlung im Prinzip statistisch signifikante Werte ergeben müsste. Und genau das fanden die beiden zusammen mit Kollegen 2008 heraus – eine Entdeckung, die seither weiter erhärtet wurde. Wenn die Resultate stimmen, war das der erste – wenn auch noch indirekte – Nachweis des kinetischen SZ-Effekts.
