Konstanta yang Tak Konstan

Oleh: John D. Barrow dan John K. Webb
(Sumber: Special Edition Scientific American – A Matter of Time, 2006, hal. 64-71)

Betapa akan luar biasa anehnya dunia jika konstanta alam memiliki harga yang lain. Konstanta struktur-halus (α), misalnya, adalah sekitar 1/137. Seandainya harganya lain, materi dan energi akan berinteraksi dengan cara yang ganjil; tentu saja, perbedaan antara materi dan energi bisa memudar.

Beberapa hal tidak pernah berubah. Fisikawan menyebutnya konstanta alam. Kuantitas seperti kecepatan cahaya (c), konstanta gravitasi Newton (G), dan massa elektron (me) diasumsikan sama di semua tempat dan waktu di alam semesta. Mereka membentuk perancah/penopang yang di sekitarnya teori-teori fisika didirikan, dan mereka menetapkan struktur alam semesta kita. Fisika berkembang dengan membuat pengukuran yang semakin akurat atas harga mereka.

Tapi, anehnya, tak seorangpun yang pernah berhasil memprediksi atau menjelaskan konstanta-konstanta itu. Fisikawan tidak tahu mengapa konstanta memangku harga numeris khusus (berdasarkan pilihan satuan). Dalam satuan SI, harga c adalah 299.792.458; G adalah 6,673 x 10-11; dan me adalah 9,10938188 x 10-31—bilangan-bilangan yang tidak mengikuti pola apapun. Satu-satunya benang yang melintasi harga-harga tersebut adalah bahwa apabila sebagian besar dari mereka mempunyai harga yang sedikit saja berbeda, struktur atom kompleks seperti makhluk hidup tidak mungkin eksis. Hasrat untuk menjelaskan konstanta telah menjadi salah satu tenaga penggerak di balik upaya-upaya untuk mengembangkan deskripsi lengkap dan terpadu mengenai alam, atau theory of everything. Fisikawan berharap teori semacam itu akan menunjukkan bahwa tiap-tiap konstanta alam hanya bisa mempunyai satu harga logis dan mungkin. Itu akan mengungkap keteraturan pokok pada keacakan alam.

Namun, tahun-tahun belakangan, status konstanta-konstanta tersebut semakin berantakan, bukannya berkurang. Periset telah menemukan bahwa kandidat terbaik untuk theory of everything, varian teori string yang disebut teori-M, hanya konsisten jika alam semesta memiliki lebih dari empat dimensi ruang dan waktu—sebanyaknya tujuh lebih. Implikasinya adalah bahwa konstanta yang kita amati kemungkinan bukan konstanta yang sungguh-sungguh fundamental. Mereka hidup di ruang dimensi tinggi penuh, dan kita hanya melihat “bayangan” tiga-dimensi mereka.

Sementara itu, fisikawan juga telah menyadari bahwa harga sebagian besar konstanta kemungkinan merupakan hasil kebetulan, diperoleh selama peristiwa acak dan proses partikel unsur di awal sejarah alam semesta. Nyatanya, teori string memperkenankan jumlah “dunia” berperangkat hukum dan konstanta konsisten yang amat banyak, yakni 10500 [lihat Pemandangan Teori String, tulisan Raphael Bousso dan Joseph Polchinski]. Sampai sekarang periset tidak tahu mengapa kombinasi [konstanta] kita terpilih. Studi berkelanjutan barangkali akan mengurangi jumlah dunia logis dan mungkin tersebut menjadi satu, tapi kita harus tetap terbuka pada kemungkinan mengejutkan bahwa alam semesta kita tak lain hanyalah salah satu dari banyak alam semesta—bagian multiverse—dan bahwa berbagai bagian multiverse memamerkan solusi teori berlainan, di mana hukum alam kita adalah sekadar salah satu edisi dari banyak sistem aturan lokal [lihat Alam Semesta Paralel, tulisan Max Tegmark].

Overview

  • Persamaan fisika dipenuhi dengan kuantitas seperti kecepatan cahaya. Fisikawan biasanya berasumsi bahwa kuantitas-kuantitas ini adalah konstan: mempunyai harga yang sama di setiap tempat di ruang dan waktu.
  • Pada tujuh tahun lalu, penulis dan rekan mereka telah menyangsikan asumsi tersebut. Dengan membandingkan observasi quasar dengan pengukuran referensi laboratorium, mereka berargumen bahwa unsur-unsur kimiawi di masa sangat lampau menyerap cahaya secara berbeda dibanding hari ini. Perbedaan itu bisa dijelaskan oleh perubahan salah satu konstanta, dikenal sebagai konstanta struktur-halus, sebesar beberapa bagian per juta.
  • Meski kedengarannya kecil, perubahan ini, jika terkonfirmasi, akan revolusioner. Itu akan bermakna bahwa konstanta-konstanta yang teramati tidaklah universal dan bisa menjadi pertanda bahwa ruang memiliki dimensi-dimensi tambahan.

Jika demikian, tidak ada penjelasan lebih jauh atas banyak konstanta numeris kita selain bahwa mereka merupakan kombinasi langka yang memperbolehkan berkembangnya kesadaran. Alam semesta kita boleh jadi merupakan salah satu dari banyak oase terisolir yang dikelilingi oleh ruang tak berkehidupan yang tak terhingga—tempat surreal di mana berbagai gaya alam memegang kekuasaan dan partikel seperti elektron atau struktur seperti atom karbon dan molekul DNA boleh jadi mustahil. Bila Anda mencoba untuk memasuki dunia luar tersebut, Anda akan lenyap.

Karenanya, teori string memberi dengan tangan kanan dan menerima dengan tangan kiri. Ia ditemukan, sebagian, untuk menjelaskan harga acak konstanta fisik, dan pertanyaan dasar teori tersebut mengandung beberapa parameter acak. Tapi, sejauh ini, teori string tidak menyodorkan penjelasan atas harga konstanta.

Garisan yang Dapat Anda Percayai
Sungguh, kata “konstanta” mungkin istilah yang salah. Konstanta-konstanta kita bisa berubah-ubah dalam hal waktu maupun ruang. Jika dimensi ruang tambahan berubah ukuran, “konstanta” di dunia tiga-dimensi kita akan berubah bersamanya. Dan jika kita memandang cukup jauh ke luar angkasa, kita mungkin mulai melihat kawasa-kawasan di mana “konstanta” berdiam pada harga berbeda. Sejak tahun 1930-an, periset telah berspekulasi bahwa konstanta mungkin tidak konstan. Teori string memberi kemungkinan teoritis pada ide ini dan membuat semakin penting bagi pengamat untuk mencari penyimpangan dari kekonstanan.

Eksperimen semacam itu menantang. Permasalahan pertamanya adalah bahwa peralatan laboratoriumnya harus sensitif terhadap perubahan konstanta. Ukuran semua atom bisa meningkat, tapi jika garisan yang Anda pakai untuk mengukurnya semakin panjang pula, Anda tak bisa berkata apa-apa. Para pelaksana eksperimen biasanya berasumsi bahwa standar referensi mereka—garisan, massa, jam—adalah tetap, tapi mereka tidak bisa berbuat demikian manakala menguji konstanta. Mereka harus fokus pada konstanta yang tak mempunyai satuan—yakni bilangan murni—sehingga harganya tetap sama tanpa menghiraukan sistem satuan. Contohnya adalah rasioa dua massa, seperti massa proton dibanding massa elektron.

Rasio tertentu mengkombinasikan kecepatan cahaya (c), muatan listrik pada satu elektron (e), konstanta Planck (h), dan apa yang disebut vacuum permittivity0). Kuantitas terkenal ini, α = e2/2є0hc, disebut konstanta struktur-halus (fine-structure constant), pertama kali diperkenalkan pada 1916 oleh Arnold Sommerfeld, perintis dalam penerapan teori mekanika quantum pada elektromagnet. Kuantitas ini mengukur kualitas relativistik (c) dan quantum (h) interaksi elektromagnet (e) yang melibatkan partikel-partikel bermuatan di ruang hampa (є0). Terukur setara dengan 1/137,03599976, atau kira-kira 1/137, α telah memberkahi angka 137 dengan status legendaris di antara para fisikawan (bilangan ini biasanya menjadi kunci kombinasi pada tas mereka).

Seandainya α mempunyai harga lain, semua jenis fitur vital dunia di sekitar kita akan berubah. Seandainya harganya lebih rendah, densitas materi atom padat akan jatuh (proporsional dengan α3), ikatan molekul akan putus pada temperatur rendah (α2), dan jumlah unsur stabil dalam rabel periodik bisa bertambah (1/ α). Seandainya α terlalu besar, nukleus kecil atom tidak dapat eksis, sebab tolakan listrik protonnya akan mengatasi gaya nuklir kuat yang mengikatnya. Harga sebesar 0,1 saja akan meluluh-lantakkan karbon.

Reaksi nuklir pada bintang-bintang, khususnya, sensitif terhadap α. Agar fusi terjadi, gravitasi sebuah bintang harus menghasilkan temperatur cukup tinggi untuk memaksa nukleus menyatu meski mereka cenderung saling menolak. Seandainya α lebih dari 0,1, fusi mustahil terjadi (kecuali jika parameter lain, seperti rasioa massa elektron:proton, disetel untuk mengkompensasi). Pergeseran 4% saja pada α akan mengubah level energi pada nukleus karbon sehingga produksi unsur ini oleh bintang-bintang akan berhenti.

Proliferasi Nuklir
Permasalahan eksperimen yang kedua, yang tidak lebih mudah dipecahkan, adalah bahwa pengukuran perubahan konstanta membutuhkan peralatan berpresisi tinggi yang tetap stabil cukup lama untuk mencatat perubahan apapun. Jam atom pun hanya dapat mendeteksi penyimpangan konstanta struktur-halus selama beberapa hari atau paling banter beberapa tahun. Jika α berubah lebih dari 4 bagian dalam 1015 selama periode tiga tahun, jam terhebat tersebut akan melihatnya. Tapi tak ada yang memilikinya. Mungkin terdengar seperti konfirmasi mengesankan atas kekonstanan, tapi tiga tahun merupakan kedipan kosmik. Perubahan lambat tapi substansial selama sejarah panjang alam semesta tidak akan terperhatikan.

Cahaya dan Konstanta Struktur-Halus

Beberapa konstanta alam paling dikenal, termasuk kecepatan cahaya, bisa digabungkan ke dalam konstanta struktur-halus (α)—sebuah bilangan yang melambangkan seberapa kuat partikel-partikel berinteraksi lewat gaya elektromagnetik. Salah satu interaksi demikian adalah penyerapan photon oleh atom. Disinari oleh cahaya, atom menyerap warna-warna spesifik, tiap-tiap warna dapat disamakan dengan photon berpanjang gelombang tertentu.

Level energi elektron di dalam atom menggambarkan proses penyerapan. Energi sebuah photon ditransfer ke sebuah elektron, yang naik melompati tangga level yang diperkenankan. Setiap lompatan dapat disamakan dengan panjang gelombang berbeda. Jarak level tergantung pada seberapa kuat elektron tertarik ke nukleus atom dan, karenanya, tergantung pada α. Dalam kasus ion magnesium (Mg+), seandainya α lebih kecil, level akan lebih berdekatan. Photon akan membutuhkan lebih sedikit energi (artinya panjang gelombang lebih panjang) untuk menendang elektron menaiki tangga.

Simulasi spektrum memperlihatkan bagaimana perubahan α mempengaruhi penyerapan cahaya hampir-ultraviolet oleh berbagai jenis atom. Garis hitam horizontal melambangkan panjang gelombang yang diserap. Tiap-tiap tipe atom atau ion mempunyai pola garis khas. Perubahan konstanta struktur-halus kurang mempengaruhi magnesium (Mg), silikon (Si), dan aluminium (Al) dibanding terhadap besi (Fe), seng (Zn), khrom (Cr), dan nikel (Ni).

Untungnya, fisikawan telah menemukan pengujian lain. Selama tahun 1970-an, para ilmuwan dari komisi energi atom Prancis memperhatikan sesuatu yang aneh pada komposisi isotop bijih [uranium] dari sebuah pertambangan uranium di Oklo, Gabon, Afrika Barat:  ia terlihat seperti sisa buangan reaktor nuklir. Sekitar dua miliar tahun lalu, Oklo pasti pernah menjadi situs reaktor alami [lihat A Natural Fission Reactor, tulisan George A. Cowan; Scientific American, Juli 1976].

Pada 1976, Alexander Shlyakhter dari Nuclear Physics Institute di St. Petersburg, Rusia, memperhatikan bahwa kemampuan sebuah reaktor alami untuk berfungsi sangat tergantung pada ketepatan energi status tertentu nukleus samarium yang memfasilitasi penangkapan neutron. Dan energi tersebut tergantung secara sensitif pada harga α. Jadi jika konstanta struktur-halus sedikit berbeda, tak ada reaksi berantai yang bisa terjadi. Tapi sebuah reaksi berantai betul-betul terjadi, yang mengimplikasikan bahwa konstanta tersebut tidak berubah lebih dari 1 bagian dalam 108 pada dua miliar tahun silam. (Fisikawan terus memperdebatkan hasil kuantitatif yang tepat gara-gara ketidakpastian tak terelakkan mengenai kondisi di dalam reaktor alami itu.)

Pada 1962, P. James E. Peebles dan Robert Dicke dari Universitas Princeton pertama kalinya menerapkan prinsip serupa pada meteorit: rasio kelimpahan yang timbul dari pembusukan radioaktif berbagai isotop pada batu-batu kuno ini tergantung pada α. Pembatas paling sensitif melibatkan pembusukan beta rhenium menjadi osmium. Menurut penelitian terbaru oleh Keith Olive dari Universitas Minnesota, Maxim Pospelov dari Universitas Victoria di British Columbia, serta kolega mereka, pada waktu batu-batu itu terbentuk, [harga] α adalah di bawah 2 bagian dalam 106 dari harganya saat ini. Hasil ini kurang presisi daripada data Oklo tapi mundur lebih jauh dalam hal waktu, ke awal-mula tata surya 4,6 miliar tahun silam.

Untuk menyelidiki perubahan potensial selama rentang waktu yang lebih panjang lagi, periset harus menatap angkasa. Cahaya butuh miliaran tahun untuk menjangkau teleskop kita dari sumber astronomis yang jauh. Ia memuat potret hukum dan konstanta fisika pada masa ketika memulai perjalanannya atau menemui material dalam perjalanan tersebut.

Pengeditan Garis
Astronomi pertama kali memasuki kisah konstanta segera setelah penemuan quasar di tahun 1965. Idenya sederhana, Quasar baru saja ditemukan dan diidentifikasi sebagai sumber cahaya terang yang terdapat pada jarak amat jauh dari Bumi. Karena jalur cahaya dari sebuah quasar menuju kita demikian panjang, tak pelak lagi itu menginterseksi pinggiran gas galaksi-galaksi muda. Gas tersebut menyerap cahaya quasar pada frekuensi tertentu, menstempel barcode garis-garis sempit pada spektrum quasar [lihat boks di bawah].

Mencari Perubahan Cahaya Quasar

Kapanpun gas menyerap cahaya, elektron di dalam atom meloncat dari status energi rendah menuju status energi tinggi. Level energi ini ditentukan oleh seberapa ketat nukleus atom menahan elektron, yang tergantung pada kekuatan gaya elektromagnet di antara mereka—dan karenanya tergantung pada konstanta struktur-halus. Jika konstantanya berbeda pada waktu cahaya diserap atau di kawasan tertentu alam semesta tempat terjadinya peristiwa, maka energi yang diperlukan untuk mencabut elektron akan berbeda dari yang dibutuhkan dari ini dalam eksperimen-eksperimen laboratorium, dan panjang gelombang transisi yang terlihat pada spektrum akan berbeda. Cara oanjang gelombang berubah tergantung secara genting pada konfigurasi orbit elektron. Untuk perubahan tertentu pada α, beberapa panjang gelombang menyusut, sedangkan yang lainnya bertambah. Pola efek yang rumit tersebut sulit ditiru oleh error kalibrasi data, yang menjadikan pengujian ini luar biasa bertenaga.

Sebelum kami memulai penelitian kami tujuh tahun lalu, upaya-upaya untuk menjalankan pengukuran itu menderita dua batasan. Pertama, periset laboratorium belum mengukur panjang gelombang banyak garis spektrum relevan dengan presisi yang cukup. Ironisnya, dulu ilmuwan tahu lebih banyak tentang spektrum quasar berjarak miliaran tahun cahaya daripada tentang spektrum sampel yang berada di Bumi. Kami membutuhkan pengukuran laboratorium berpresisi tinggi untuk dibandingkan dengan spektrum quasar, jadi kami mengajak para pelaksana eksperimen untuk menjalankannya. Pengukuran awal dilakukan oleh Anne Thorne dan Juliet Pickering dari Imperial College London, diikuti oleh kelompok-kelompok yang dipimpin oleh Sveneric Johansson dari Lund Observatory di Swedia dan Ulf Griesmann dan Rainer Kling dari National Institute of Standards and Technology di Maryland.

Masalah kedua adalah bahwa pengamat terdahulu menggunakan apa yang disebut alkali-doublet absorption lines—pasangan garis-garis absorpsi yang timbul dari gas yang sama, seperti karbon atau silikon. Mereka memperbandingkan jarak di antara garis-garis pada spektrum quasar ini dengan pengukuran laboratorium. Bagaimanapun, metode ini gagal memanfaatkan satu fenomena istimewa: perubahan pada pergeseran α bukan hanya penjarakan level energi atom secara relatif terhadap level energi terendah, atau ground state (status dasar), tapi juga posisi ground state itu sendiri. Nyatanya, efek kedua ini bahkan lebih kuat daripada efek pertama. Konsekuensinya, presisi tertinggi yang dicapai oleh pengamat hanya sekitar 1 bagian dalam 104.

Pada 1999, salah satu dari kami (Webb) dan Victor V. Flambaum dari Universitas New South Wales di Australia menghasilkan metode untuk memperhitungkan kedua efek. Hasilnya adalah sebuah terobosan: sensitifitas yang 10 kali lebih tinggi. Lebih jauh, metode ini memperkenankan berbagai jenis (misalnya magnesium dan besi) untuk diperbandingkan, yang memungkinkan pengecekan silang tambahan. Pelaksanaan ide ini membutuhkan kalkulasi numeris rumit untuk menetapkan secara tepat bagaimana panjang gelombang yang diamati tergantung pada α pada semua tipe atom. Dikombinasikan dengan teleskop dan detektor modern, pendekatan baru itu, dikenal sebagai many-multiplet method, telah memungkinkan kita menguji kekonstanan α dengan presisi yang belum pernah tercapai sebelumnya.

Berubah Pikiran
Saat memulai proyek ini, kami mengantisipasi penetapan bahwa harga konstanta strktur-halus di masa silam adalah sama dengan di masa kini; kontribusi kami adalah hanya soal presisi yang lebih tinggi. Yang mengejutkan kami, hasil pertama, di tahun 1999, menunjukkan perbedaan kecil tapi signifikan secara statistik. Data lebih jauh mengkonfirmasi temuan ini. Berdasarkan total 128 garis absorpsi quasar, kami menemukan rata-rata peningkatan α hampir 6 bagian dalam 1 juta pada 6 miliar sampai 12 miliar tahun silam.

Pengukuran konstanta struktur-halus tidak meyakinkan. Beberapa mengindikasikan bahwa dulu konstanta tersebut lebih kecil, dan beberapa tidak. Barangkali konstanta tersebut berubah-ubah di awal sejarah kosmik dan kini tak lagi demikian. (Boks di atas menggambarkan rentang data.)

Klaim luar biasa membutuhkan bukti luar biasa, demikian pula pemikiran dini kami yang berubah menjadi permasalahan potensial terkait data atau metode analisis. Ketidakpastian ini bisa digolongkan ke dalam dua tipe: sistematis dan acak. Ketidakpastian acak lebih mudah untuk dipahami; ia cuma itu—acak. Ia berbeda untuk setiap pengukuran tersendiri tapi berimbang hingga hampir nol pada sampel besar. Ketidakpastian sistematis, yang tidak berimbang, lebih sulit untuk dihadapi. Ia bersifat endemis dalam astronomi. Para pelaksana eksperimen bisa mengubah setup instrumen mereka untuk memperkecilnya, sedangkan astronom tidak bisa mengubah alam semesta, jadi mereka terpaksa mengakui bahwa semua metode pengumpulan data mereka mengandung bias tak tersingkirkan. Contoh, setiap pensurveyan galaksi akan cenderung terlalu diwakili oleh galaksi cerlang lantaran mudah untuk dilihat. Pengidentifikasian dan penetralisiran bias-bias ini merupakan tantangan tetap.

Yang pertama kami cari adalah distorsi skala panjang gelombang yang dengannya garis spektrum quasar diukur. Distorsi semacam itu mungkin bisa diperkenalkan, misalnya, selama pemrosesan data quasar dari bentuk mentah di teleskop menjadi spektrum terkalibrasi. Walaupun perentangan atau pemampatan linier sederhana skala panjang gelombang tidak dapat persis meniru perubahan α, peniruan tidak persis pun mungkin cukup untuk menjelaskan hasil kami. Untuk menguji permasalahan ini, kami mengganti data quasar dengan data kalibrasi dan menganalisanya, menganggapnya seolah-olah data quasar. Eksperimen ini menyingkirkan error distorsi sederhana dengan kepercayaan tinggi.

Selama lebih dari dua tahun, kami mengajukan bias potensial satu demi satu, dan menyingkirkannya setelah penyelidikan detail lantaran efeknya terlalu kecil. Sejauh ini kami telah mengidentifikasi hanya satu sumber bias yang berpotensi serius. Itu menyangkut garis absorpsi yang dihasilkan oleh unsur magnesium. Masing-masing dari ketiga isotop stabil magnesium menyerap cahaya berpanjang gelombang berlainan, tapi ketiga panjang gelombang tersebut sangat berdekatan satu sama lain, dan spektroskopi quasar umumnya melihat ketiga garis itu terpadu sebagai satu [garis]. Berdasarkan pengukuran laboratorium atas keberlimpahan relatif ketiga isotop, para periset menebak kontribusi masing-masing isotop. Jika keberlimpahan di alam semesta muda ini berbeda secara substansial—sebagaimana bisa terjadi jika bintang-bintang yang menumpahkan magnesium ke galaksi mereka rata-rata lebih berat daripada rekan mereka hari ini—perbedaan itu dapat mensimulasikan perubahan α.

Kadang Berubah, Kadang Tidak

Tapi sebuah studi yang dipublikasikan pada 2005 mengindikasikan bahwa hasil tersebut tidak bisa begitu mudah diperkecil signifikansinya. Yeshe Fenner dan Brad K. Gibson dari Swinburne University of Technology di Australia dan Michael T. Murphy dari Universitas Cambridge menemukan bahwa pencocokan keberlimpahan isotop untuk mengemulasikan perubahan α juga menghasilkan produksi nitrogen yang berlebihan di alam semesta awal—bertentangan langsung dengan observasi. Jika demikian, kita harus menghadapi kemungkinan bahwa α betul-betul telah dan sedang berubah.

Komunitas ilmiah cepat-cepat menyadari signifikansi potensial yang besar dari hasil temuan kami. Para spektroskopis quasar di seluruh dunia memburu dan menghasilkan dengan cepat pengukuran mereka sendiri. Pada 2003, tim-tim yang dipimpin oleh Sergei Levshakov dari Ioffe Physico-Technical Institute di St. Petersburg, Russia, dan Ralf Quast dari Universitas Hamburg, Jerman, menyelidiki tiga sistem quasar baru. Pada 2004, Hum Chand dan Raghunathan Srianand dari Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics, India, Patrick Petitjean dari Institute of Astrophysics, Paris, dan Bastien Aracil dari LERMA, Paris, menganalisis 23 lainnya. Tak satupun dari kelompok-kelompok ini yang melihat perubahan α. Chand berargumen bahwa suatu perubahan harus kurang dari 1 bagian dalam 106 pada 6 miliar sampai 10 miliar tahun silam.

Bagaimana bisa analisis yang hampir serupa, hanya saja memakai data berbeda, menghasilkan diskrepansi seradikal itu? Jawabannya masih belum diketahui. Data dari kelompok-kelompok ini berkualitas baik sekali, tapi sampel mereka pada pokoknya lebih kecil daripada punya kami dan tidak mundur sejauh kami dalam hal waktu. Analisis Chand tidak sepenuhnya menaksir semua error eksperimen dan sistematis—dan, berlandaskan many-multiplet method versi sederhana, mungkin telah memperkenalkan [metode] barunya sendiri.

Seorang atsrofisikawan terkemuka, John Bahcall dari Princeton, mengkritik many-multiplet method itu sendiri, tapi permasalahan yang dia identifikasi jatuh ke dalam kategori ketidakpastian acak, yang semestinya dapat diterima pada sampel besar. Dia dan koleganya, serta tim yang dipimpin oleh Jeffrey Newman dari Lawrence Berkeley National Laboratory, lebih memperhatikan garis emisi ketimbang garis absorpsi. Sampai sekarang pendekatan ini jauh kurang presisi, tapi di masa mendatang mungkin bisa menghasilkan pembatas bermanfaat.

Mereformasi Hukum
Jika temuan kami terbukti benar, konsekuensinya sangat besar, meski hanya digali secara parsial. Hingga belakangan, semua upaya untuk mengevaluasi apa yang terjadi pada alam semesta bila konstanta struktur-halus berubah tidaklah memuaskan. Semua upaya itu tak lebih dari asumsi bahwa α jadi berubah-ubah dalam rumus yang sama yang dihasilkan dengan mengasumsikan ia bersifat konstan. Ini praktek yang meragukan. Jika α berubah-ubah, maka efeknya pasti mengekalkan energi dan momentum, dan pasti mempengaruhi medan gravitasi di alam semesta. Pada 1982, Jacob D. Bekenstein dari Hebrew University of Jerusalem merupakan orang pertama yang menggeneralisir hukum elektromagnet untuk menangani konstanta tak konstan secara keras. Teori tersebut mengangkat α dari sekadar bilangan menjadi apa yang disebut scalar field (medan skalar), komponen dinamis alam. Namun, teorinya tidak memasukkan gravitasi. Empat tahun lalu, slah satu dari kami (Barrow), bersama Håvard Sandvik dan João Magueijo dari Imperial College London memperluasnya untuk memasukkan gravitasi.

Teori ini membuat prediksi sederhana secara menarik. Perubahan α [senilai] beberapa bagian per juta semestinya memiliki efek yang sama sekali tak berarti terhadap perluasan alam semesta. Itu lantaran elektromagnet jauh lebih lemah daripada gravitasi pada skala kosmik. Tapi walaupun perubahan konstanta struktur-halus tidak mempengaruhi perluasan alam semesta secara signifikan, perluasan itu mempengaruhi α. Perubahan α didorong oleh ketidakseimbangan antara enegri meda listrik dan energi medan magnet. Selama puluhan ribu tahun pertama sejarah kosmik, radiasi lebih mendominasi dibanding partikel bermuatan dan menjaga medan listrik dan medan magnet tetap seimbang. Begitu alam semesta mengembang, radiasi menipis, dan materi menjadi konstituen dominan di kosmos. Energi listrik dan energi magnet menjadi tak setara, dan α mulai meningkat secara amat perlahan, tumbuh sebagai logaritma waktu. Sekitar 6 miliar tahun silam, dark energy mengambil-alih dan mempercepat perluasan, menjadikan semua pengaruh fisikal sulit untuk menyebar menembus ruang. Sehingga α menjadi hampir konstan kembali.

Pola yang diprediksikan ini konsisten dengan observasi kami. Garis spektrum quasar mewakili periode yang didominasi materi dalam sejarah kosmik, ketika α sedang meningkat. Hasil laboratorium dan Oklo masuk dalam periode yang didominasi dark energy, yang selama masa itu α telah konstan. Studi berkelanjutan atas efek perubahan α terhadap unsur-unsur radioaktif pada meteorit lebih menarik, sebab itu menyelidiki transisi antara dua periode ini.

Dalam skema hebat, alam semesta yang teramati dianggap sebagai satu bagian kecil multiverse. Kawasan-kawasan lain boleh jadi mempunyai harga konstanta struktur-halus yang berbeda dari punya kita. Pada prinsipnya, astronot bisa memasuki alam-alam itu, tapi mereka akan menjumpai pemandangan surreal, di mana hukum fisika yang memperkenankan eksistensi mereka tercabut dari bawah kaki mereka.

Alpha Hanyalah Permulaan
Suatu teori yang patut dipertimbangkan tak sekadar mereproduksi observasi; ia harus membuat prediksi baru. Teori di atas mengindikasikan bahwa perubahan konstanta struktur-halus membuat objek-objek jatuh secara berlainan. Galileo memprediksi bahwa benda-benda di ruang vakum jatuh dengan laju yang sama tak peduli dari apa mereka terbuat—sebuah ide yang dikenal sebagai weak equivalence principle, yang didemonstrasikan ketika astronot Apollo 15, David Scott, menjatuhkan sebuah bulu dan sebuah palu dan melihat mereka menyentuh tanah bulan pada waktu yang sama. Tapi jika α berubah-ubah, prinsip tersebut tak lagi berlaku secara tepat. Perubahan membangkitkan gaya terhadap semua partikel bermuatan. Semakin banyak proton yang dimiliki atom di nukelusnya, semakin kuat ia akan merasakan gaya ini. Jika observasi quasar kami benar, maka akselerasi berbagai material berselisih sekitar 1 bagian dalam 1014—lterlampau kecil untuk dilihat di laboratorium sebesar faktor sekitar 100 tapi cukup besar untuk terlihat dalam misi terencana seperti STEP (Space-based Test of the Equivalence Principle).

Ada corak terakhir pada kisah ini. Studi-studi α  terdahulu lalai mengikutsertakan satu pertimbangan vital: kekentalan alam semesta. Seperti semua galaksi, Bima Sakti kita adalah sekitar satu juta kali lebih padat daripada rata-rata kosmik, sehingga ia tidak mengembang bersama alam semesta. Pada 2003, Barrow dan David F. Mota dari Cambridge mengkalkulasi bahwa α mungkin bertindak secara berbeda di dalam galaksi dibanding di dalam kawasan ruang yang lebih hampa. Sekali sebuah galaksi muda memadat dan mengendur ke dalam ekuilibrium gravitasi, α hampir berhenti berubah di dalam tapi terus berubah di luar. Dengan demikian, eksperimen bumi yang menyelidiki kekonstanan α menderita bias pilihan. Kami harus mempelajari efek ini lebih jauh untuk melihat bagaimana itu akan mempengaruhi pengujian weak equivalence principle. Belum ada perubahan α di ruang angkasa yang pernah terlihat. Berdasarkan keseragaman radiasi gelombang mikro latar, Barrow baru-baru ini menunjukkan bahwa α tidak berubah lebih dari 1 bagian dalam 108 di antara kawasan-kawasan yang terpisah 10 derajat di angkasa.

Jadi di mana keributan aktivitas yang tiba-tiba ini meninggalkan sains dalam soal α? Kami menunggu data baru dan analisis baru untuk mengkonfirmasikan atau menyangkal bahwa α berubah-ubah pada level yang diklaim. Para periset fokus pada α, dibanding konstanta alam lainnya, sebab efeknya lebih mudah dilihat. Namun, jika α rentan terhadap perubahan, konstanta-konstanta lain semestinya berubah juga, membuat pekerjaan inti alam menjadi lebih tidak tetap daripada sangkaan para ilmuwan.

Konstanta adalah misteri menggiurkan. Setiap persamaan fisika dipenuhi dengannya, dan ia terlihat begitu menjemukan sampai-sampai orang-orang cenderung lupa betapa tak bisa diterangkan harganya. Asal-usulnya dikelilingi dengan beberapa pertanyaan terhebat dalam sains modern, dari unifikasi fisika sampai perluasan alam semesta. Ia mungkin merupakan bayangan dangkal struktur yang lebih besar dan lebih kompleks daripada alam semesta tiga-dimensi yang kita saksikan di sekitar kita. Penetapan apakah konstanta sungguh-sungguh konstan hanya merupakan langkah pertama yang membawa pada pemahaman lebih dalam dan lebih luas atas pandangan dasar tersebut.

Penulis

John D. Barrow dan John K. Webb mulai bekerja bersama untuk menyelidiki konstanta alam pada tahun 1996, ketika Webb menghabiskan cuti panjang bersama Barrow di Universitas Sussex, Inggris. Barrow telah menggali kemungkinan teoritis baru tentang konstanta yang berubah-ubah, dan Webb terbenam dalam observasi quasar. Proyek mereka segera menarik masuk fisikawan dan astronom lain, khususnya Victor V. Flambaum dari Universitas New South Wales di Australia, Michael T. Murphy dari Universitas Cambridge, dan João Magueijo dari Imperial College London. Barrow kini adalah profesor di Cambridge dan menjadi Fellow of Royal Society, dan Webb adalah profesor di New South Wales. Keduanya dikenal atas upaya mereka menjelaskan sains kepada masyarakat. Barrow sudah menulis 17 buku nonteknis; sandiwara karangannya, Infinities, telah dipentaskan di Italia; dan dia telah berbicara di berbagai tempat penting seperti Venice Film Festival, 10 Downing Street, dan Vatikan. Webb rutin memberi kuliah secara internasional dan telah mengerjakan lebih dari selusin program TV dan radio.

Lebih Jauh Untuk Digali

  • Further Evidence for Cosmological Evolution of the Fine Structure Constant. J. K. Webb, M. T. Murphy, V. V. Flambaum, V. A. Dzuba, J. D. Barrow, C. W. Churchill, J. X. Prochaska, dan A. M. Wolfe dalam Physical Review Letters, Vol. 87, No. 9, Paper No. 091301; 27 Agustus 2001. Pracetak tersedia online di www.arxiv.org/abs/astro-ph/0012539.
  • A Simple Cosmology with a Varying Fine Structure Constant. H. B. Sandvik , J. D. Barrow, dan J. Magueijo dalam Physical Review Letters, Vol. 88, Paper No. 031302; 2 Januari 2002. www.arxiv.org/abs/astro-ph/0107512.
  • The Constants of Nature: From Alpha to Omega. John D. Barrow. Jonathan Cape (London) dan Pantheon (New York), 2002.
  • Are the Laws of Nature Changing with Time? J. Webb dalam Physics World, Vol. 16, Part 4, hal. 33–38; April 2003.
  • Limits on the Time Variation of the Electromagnetic Fine-Structure Constant in the Low Energy Limit from Absorption Lines in the Spectra of Distant Quasars. R. Srianand, H. Chand, P. Petitjean, dan B. Aracil dalam Physical Review Letters, Vol. 92, Paper No. 121302; 26 Maret 2004. www.arxiv.org/abs/astro-ph/0402177.
About these ads

Leave a Reply

Fill in your details below or click an icon to log in:

WordPress.com Logo

You are commenting using your WordPress.com account. Log Out / Change )

Twitter picture

You are commenting using your Twitter account. Log Out / Change )

Facebook photo

You are commenting using your Facebook account. Log Out / Change )

Google+ photo

You are commenting using your Google+ account. Log Out / Change )

Connecting to %s

Follow

Get every new post delivered to your Inbox.

Join 30 other followers

%d bloggers like this: