Oleh: David R. Gilson
Mei 1999
(Sumber: www.laidback.org / davidgilson.co.uk)

Abstrak
Catatan dari karya yang dihasilkan di zaman modern untuk menentukan asal-usul, perilaku, dan takdir alam semesta kita berdasarkan teori dan observasi. Kita mulai di permulaan kosmologi modern, permulaan abad ini, dengan dipublikasikannya Relativitas Umum. Kita berusaha tangkas menyelesaikan batu landasan kosmologi modern hingga sekarang ini dengan teori inflasi Alan Guth dan observasi menakjubkan yang dilakukan kelompok Saul Perlmutter terhadap banyak supernova untuk menyimpulkan laju perluasan alam semesta di sepanjang masa.

Pada Awalnya…

Albert Einstein
Albert Einstein

Pada tahun 1916, Albert Einstein mempublikasikan teori Relativitas Umum (RU)-nya yang terkenal. Teori ini memberi dunia sebuah cara yang benar-benar baru dalam memandang alam semesta. Einstein mempostulatkan bahwa ruang dan waktu adalah ordinat dalam sistem ko-ordinat yang sama. Lebih jauh dia mengatakan bahwa ruang-waktu ini melengkung dengan kehadiran materi.

Einstein mendasarkan geometri untuk ruang-waktunya pada struktur geometris ruang-waktu milik Riemann. Riemann adalah orang pertama yang mengatakan di depan umum bahwa ada kemungkinan alam semesta terbatas dan tak terbatas dengan memperlakukan ruang sebagai manifold 3 di permukaan sebuah hypersphere (ini di tahun 1857, kuliah tersebut diterbitkan dengan penghargaan anumerta pada 1868). Einstein giat untuk menjaga teorinya cocok dengan observasi-observasi pada waktu itu. Pada 1917, galaksi Bimasakti (galaksi kita!) teramati sebagai alam semesta utuh (dengan serangkaian instrumen pada masa itu) yang tidak mengembang atau menyusut. Karena teori Einstein (dan bahkan teori-teori Newton memprediksikan hal yang sama, jika ditinjau ulang) memprediksikan alam semesta dinamis, sementara pemikiran bahwa kita hidup di alam semesta statis begitu kuat, Einstein merevisi RU untuk memasukkan sebuah Konstanta Kosmologis (dilambangkan dengan Λ) untuk memperoleh alam semesta statis namun relativistis, dan ini sangat mahsyur sewaktu dia belakangan menyebutnya sebagai kesalahan terbesar dalam karirnya. Namun teori-teori yang lebih baru menghidupkan kembali konstanta ini untuk memperkenalkan gaya anti-gravitasi jarak jauh (long range) guna menjelaskan perluasan jarak jauh di alam semesta.

Model ruang-waktu dan materi Einstein
Model ruang-waktu dan materi Einstein

Pada 1919, RU telah diterima secara umum sebagai kerangka untuk model alam semesta kita. Sir Arthur Eddington memimpin sebuah ekspedisi ke Kutub Utara untuk mengobservasi posisi bintang-bintang tertentu selama gerhana matahari. RU memprediksikan bahwa bintang-bintang ini akan terlihat di mana mereka seharusnya, karena gravitasi (atau lengkungan ruang-waktu) di sekeliling matahari akan membelokkan lintasan cahaya dari bintang-bintang ini. Observasi Eddington cocok dengan prediksi Einstein. Dengan keberhasilan ini dan prediksi perihelion[1] planet Merkurius, RU dipeluk oleh semua orang dan jalur kosmologi modern telah diletakkan, meski ada keyakinan akan alam semesta statis.

Begitu Saja…
Pada waktu itu, fisikawan-matematikawan-meteorolog Rusia, Alexander Aleksandrovich Freidmann, sepertinya merupakan satu-satunya orang yang menerima RU begitu saja, bahwa kita memang hidup di alam semesta yang dinamis dan berubah. Freidmann melandaskan modelnya pada dua asumsi sederhana. Pertama, bahwa alam semesta terlihat sama dari semua arah. Kedua, bahwa asumsi pertama akan benar dari titik lain di alam semesta. Ini jelas tidak benar pada skala planet atau bahkan sistem solar dan galaksi, tapi landasannya diperoleh dari menatap skala-skala sangat besar, karena alam semesta memang memiliki homogenitas skala besar (sebagaimana ditemukan kemudian oleh dua peneliti Bell Laboratory!). Freidmann hanya menemukan satu model alam semesta yang bekerja untuk asumsi-asumsinya. Menurut model ini, alam semesta berawal dari volume nol dan densitas tak terhingga dan mengembang sejak permulaan masa/waktu. Selama perluasan, gravitasi akan selalu menarik apapun di alam semesta, dan akhirnya dia akan menang. Setelah mengembang selama masa tertentu, alam semesta akan mulai menyusut dan mundur ke kondisi awalnya dengan volume nol dan densitas tak terhingga. Inilah yang diistilahkan sebagai closed universe (alam semesta tertutup). Pada 1922, Freidmann mempublikasikan karyanya, yang mencakup sebuah prediksi yang kemudian ditemukan secara terpisah oleh observasi Edwin Hubble di tahun 1929. Kendati demikian dan kendati model-model alam semesta selanjutnya didasarkan pada model dan asumsi Freidmann, karyanya sebagian besar tetap tidak diketahui di dunia barat selama 13 tahun berikutnya. Kita akan kembali membahas ini nanti.

Mengobservasi Ujung Alam Semesta Statis…

Edwin Hubble
Edwin Hubble

Edwin Hubble bekerja di Universitas Chicago selama tahun 1920-an. Hingga 1924, galaksi kita dianggap terbentang di sepanjang alam semesta observable (yang masih bisa dilihat/diamati) dan bahwa galaksi kita adalah sistem satu-satunya (pada waktu itu, galaksi kita meliputi semua yang bisa kita amati!). Namun, Hubble menunjukkan bahwa ada banyak galaksi lain. Sebenarnya kala itu mustahil untuk mengukur jarak antara galaksi-galaksi, tapi dengan menggunakan metode tak langsung pengukuran luminositas (kilauan) quasar (bintang bergetar yang terdapat dekat pusat galaksi, ‘quasi-stellar object’), Hubble menunjukkan bahwa jarak yang ada jauh lebih besar dari bintang-bintang lokal. Ini telah menjawab alasan penggunaan konstanta kosmologis oleh Einstein.

Quasar
Quasar

Hubble adalah salah satu dari segelintir orang terakhir dengan hak istimewa yang mengakses sebuah teleskop untuk dirinya sendiri, tidak seperti pada 1980-an dan 1990-an ketika para astronom hanya punya waktu terbatas untuk menggunakan teleskop-teleskop terbaik. Setelah penemuan galaksi-galaksi lain, Hubble secara teliti mengukur dan mengkatalogkan galaksi-galaksi selama lima tahun, hasil temuannya kemudian memiliki cabang untuk semua kosmologi (dan bahkan ke luar sains!). Hubble menemukan bahwa setiap galaksi yang dia amati beringsut merah, mengimplikasikan bahwa segala sesuatu sedang menjauh dari kita. Hubble mengukur ingsutan merah semua galaksi dan juga jarak mereka dari kita. Yang Hubble temukan adalah bahwa ada korelasi kuat antara ingsutan merah dengan jarak. Hubble kemudian mengeluarkan hukum Hubble berdasarkan observasi-observasinya,

v=Hod

Di mana v adalah recessional velocity (kecepatan resesi/pengunduran) dan d adalah jarak dari kita. Ho adalah konstanta Hubble. Nilai Ho sangat penting dan masih dicari persis sampai sekarang. Pertimbangkan argumen berikut. Jika segala sesuatu berawal dari big bang dan karena segala sesuatu telah dan sedang menjauh dengan kecepatan konstan v, maka pada waktu tertentu jarak antara dua titik adalah d. Dengan demikian umur alam semesta adalah t=d/v, yaitu waktu yang diperlukan untuk mencapai jarak d. Dengan kata lain, umur alam semesta adalah kebalikan dari konstanta Hubble. Kalkulasi yang lebih akurat pasti mencatat fakta bahwa gravitasi yang timbul dari semua bentuk materi dan energi di alam semesta memperlambat perluasan. Pendeta Belgian, Lamaitre, yang mendapatkan dan pertama kali melakukan kalkulasi ini: t = (2/3) x (1/Ho) sebagai umur alam semesta. Relativitas umum memprediksikan bahwa alam semesta yang lebih padat mengembang lebih cepat dari alam semesta yang kurang padat. Karena itu, alam semesta yang lebih padat akan mengembang hingga ukuran tertentu secara lebih cepat dari alam semesta yang kurang padat. Salah satu tokoh pertama yang menentukan umur alam semesta adalah Bishop Ussher, yang menetapkan umur alam semesta sebagai waktu/masa sejak penciptaannya oleh Tuhan. Dia menetapkan bahwa alam semesta diciptakan pada Senin 23 Oktober 4004 SM. Estimasi modern sedikit lebih awal dari ini!

Kita juga mesti mencatat bahwa selain hubungan kecepatan dan jarak, hukum Hubble juga memasukkan satu rumus lain, karena adanya densitas kritis alam semesta. Densitas-lah yang membuat alam semesta pada akhirnya akan berhenti mengembang tapi tak benar-benar berhenti, sehingga tidak akan menyusut (ini disebut flat universe [alam semesta flat], untuk lebih jauhnya nanti akan dibahas).

ρkritis = (3H2)/(8pG). Ini mesti dicatat, karena membawa kita pada nilai konstanta kosmologis ketiga yang menjadi sandaran teori-teori modern, konstanta omega (Ω), yaitu rasio densitas riil alam semesta terhadap densitas kritis.

Lampiran 1 membahas lebih jauh model-model Freidmann dan implikasinya terhadap model-model alam semesta.

Lengkungan Waktu…
Sekarang kita menelusuri jejak di tahun 1965. Dua fisikawan Amerika di Universitas Princeton, Bob Dicke dan Jim Peebles, tengah mengerjakan usulan George Gamow (yang sebenarnya merupakan bekas murid Freidmann). Mereka berpendapat bahwa jika alam semesta berawal dengan big bang dan bahwa kondisi awal alam semesta adalah semacam sup purba yang amat panas, maka semestinya kita masih bisa melihat radiasi dari era alam semesta tersebut. Namun, dengan ukuran dan laju perluasan alam semesta, pada saat radiasi ini menyentuh kita, ia akan begitu beringsut merah, sehingga menurut kita tampak seperti gelombang mikro.

Pada waktu yang hampir bersamaan, dua fisikawan di dekat Bell Laboratories, Arno Penzias dan Robert Wilson, tengah mengerjakan “tanduk radio” (radio horn) untuk mendeteksi gelombang-gelombang mikro. Saat mengujicoba peralatan mereka, mereka menemukan bahwa mereka mendeteksi jauh lebih banyak noise (gangguan) dari yang disangkakan. Noise itu tidak tampak berasal dari arah manapun. Mulanya mereka menemukan kotoran burung di dalam detektor. Setelah detektor dibersihkan dan seluruh sistem elektronik diperiksa, mereka tahu bahwa tidak terjadi malfungsi. Detektor masih mendeteksi noise dalam jumlah yang sama, malam dan siang, dari hari ke hari. Ini menunjukkan bahwa radiasi tersebut pasti berasal dari luar galaksi kita. Noise atmosfer akan berubah jika detektor dimiringkan, karena kedalaman atmosfer dapat berbeda pada sudut yang berbeda-beda. Radiasi dari sistem solar atau galaksi kita dapat berubah-ubah karena bumi berotasi pada porosnya dan mengorbit matahari.

Penzias dan Wilson pada tahun 1965
Penzias dan Wilson pada tahun 1965

Penzias dan Wilson mendengar tentang Dicke dan Peebles yang menunda penyelidikan radiasi kosmik latar (background cosmic radiation), dan memberitahu Dicke dan Peebles bahwa mereka telah menemukannya! Penzias dan Wilson memenangkan hadiah Nobel bidang fisika pada tahun 1978 atas penemuan mereka.

Model big bang alam semesta (apapun variannya: terbuka, flat, atau tertutup) kemudian diterima secara umum. Model big bang bisa menerangkan perluasan alam semesta, radiasi gelombang mikro latar (microwave background radiation), dan melimpahnya unsur ringan (yakni H, He, C, N, dan O). Namun bukannya tanpa masalah; model big bang tidak bisa menerangkan faktor-faktor yang meliputi:

Mengapa latar gelombang mikro begitu seragam (Persoalan Horison)

Mengapa galaksi-galaksi terdistribusi di bidang yang luas (Persoalan Formasi Struktur)

Mengapa ruang-waktu begitu flat (Persoalan Keflatan)

Horison-horison Baru…
Pada 1980, Alan Guth mengajukan teori inflasi. Pada dasarnya ini merupakan modifikasi teori big bang. Alam semesta kini mengembang dengan faktor skala a(t). Postulat utama teori ini adalah bahwa ketika alam semesta telah eksis selama hanya sekitar sepertriliun triliun triliun detik, saat itu masih ada kevakuman, yakni tak ada materi, tapi jika kita beralih ke teori medan quantum, bisa kita katakan bahwa saat itu hadir partikel-partikel virtual. Paul M. Dirac-lah yang pertama kali mengajukan partikel-partikel virtual ini di tahun 1930.

Diagram pasangan partikel – antipartikel ruang-waktu yang muncul dan kemudian saling memusnahkan
Diagram pasangan partikel – antipartikel ruang-waktu yang muncul dan kemudian saling memusnahkan

Untuk model inflasi, kita berasumsi bahwa densitas energi ini sangat besar. Perluasan dikatakan terjadi selama periode inflasi karena dalam 10-32 detik alam semesta mengembang (atau berinflasi!) sebesar faktor 1050. Kecepatan perluasan yang tinggi ini memecahkan Persoalan Keflatan teori big bang, perluasan itu begitu besar sehingga lengkungan ruang-waktu tampak nol secara lokal. Perhatikan saja tempat yang Anda pijak, terlihat flat, padahal bumi sebenarnya bundar (kurang-lebih!).

Gambar 6 menunjukkan horison kita melapisi bidang beradius sangat besar (gambar atas), atau bidang lebih kecil (gambar bawah). Karena kita hanya bisa melihat sejauh horison kita, untuk kasus inflasi pada gambar atas, bidang beradius besar hampir terlihat flat menurut kita.

Gambar 6: Horison peristiwa (<em>event horizon</em>) kita melapisi permukaan berkurva besar dan kecil.
Gambar 6: Horison peristiwa (event horizon) kita melapisi permukaan berkurva besar dan kecil.

Konsep horison membuat kita bisa menjelaskan mengapa alam semesta begitu seragam (homogen). Apa yang kita sebut alam semesta tampak (visible universe) pernah terbatas pada single bubble (gelembung tunggal) tak lebih dari 3 x 10-26 dari tepi ke tepi; jarak yang bisa ditempuh cahaya di 10-26 detik sejak permulaan masa. Dengan demikian, setiap bagian dari alam semesta visible pernah bersinggungan. Ini memecahkan Persoalan Horison. Sehingga kita kemudian mendapati distribusi seragam radiasi latar, karena cahaya mampu secara simetris mendistribusikan diri [dari tepi ke tepi/dari sisi ke sisi] di volume kecil yang kemudian berinflasi.

Kekurangan terakhir teori big bang adalah Persoalan Formasi Struktur. Fluktuasi-fluktuasi densitas (kekentalan) dalam distribusi materi, yang disebabkan oleh fluktuasi-fluktuasi quantum awal dalam energi vakum, membentuk benih-benih galaksi, yang terbentuk di bidang seperti jaring raksasa yang terentang di alam semesta. Fluktuasi densitas awal inilah yang terdeteksi oleh satelit COBE pada 1992. Ada anggapan bahwa benih-benih ini timbul karena perbedaan tipis di medan-medan gravitasi yang disebabkan oleh gangguan densitas. Lampiran 4 memperlihatkan sebuah timeline alam semesta menurut prediksi teori inflasi.

Beberapa peta radiasi kosmik COBE
Beberapa peta radiasi kosmik COBE

Cosmic Background Explorer (COBE) diluncurkan pada 1992 dalam rangka memetakan seluruh medan radiasi kosmik latar. Kalangan kosmolog ingin melihat fluktuasi kecil dalam radiasi tersebut untuk mendukung teori-teori bahwa fluktuasi quantum kecil pada masa alam semesta purba menimbulkan pembentukan hebat kluster-kluster galaksi yang terlihat di ruang angkasa. Di bawah ini terdapat beberapa peta yang dihasilkan COBE.

COBE juga membuka kembali kesempatan kosmologi bagi kemungkinan yang disadari dalam RU-nya Einstein. Teori Einstein menjelaskan gravitasi dari pengertian ruang-waktu melengkung. Jika ruang-waktu bisa melengkung, maka tentunya bisa beriak juga, dan gelombang-gelombang gravitasi sering digambarkan sebagai riak-riak di ruang-waktu. Mereka bergerak seperti gelombang di sebuah kolam, menyebar ke arah luar dari sumber-sumber disturbansi gravitasi ekstrim, seperti tubrukan bintang dengan black hole. Mereka menimbulkan distorsi temporer dalam ruang-waktu dan kemudian bergerak maju, biasanya tanpa meninggalkan bekas sama sekali. Gelombang-gelombang gravitasi ini kerap disebut Graviton. Ada pemikiran bahwa fluktuasi temperatur (anisotropy, di medan radiasi kosmik latar) boleh jadi disebabkan, setidaknya sebagian, oleh gelombang gravitasi. Kemungkinan ini pertama kali diajukan pada pertengahan 1980-an, melalui penelitian Roberto Fabbri dan Marin Pollock di Italia, Larry Abbott dan Mark Wise di AS, dan Alexei Starobinsky di Landau Institute of Theoretical Physics di Moscow. Tapi pada waktu itu, penelitian mereka dianggap sebagai barang aneh, dan sebagian besar tetap tidak dikenal. COBE mengubah semua itu. Dalam beberapa bulan, banjir makalah seperti ‘mengingatkan’ kalangan ilmuwan tentang karya-karya dahulu sehingga menghargainya kembali dengan mengindahkan pemikiran sekarang. Kesimpulan: apa yang COBE lihat bisa jadi disebabkan oleh gelombang gravitasi. Di permulaan alam semesta, ketika alam semesta masih sangat panas, materi di alam semesta berada dalam fase plasma karena temperatur terlalu tinggi bagi elektron-elektron untuk menyatu dengan nukleus/ion positif. Selama periode ini, foton-foton bergandengan sangat baik dengan konstituen-konstituen plasma. Setelah alam semesta mendingin dan elektron-elektron menyatu dengan ion-ion positif (periode rekombinasi), barulah foton-foton bercerai dari materi di sekelilingnya dan interaksi-interaksi semacam itu akan berhenti. Graviton-graviton berinteraksi dengan ruang-waktu sewaktu mereka membuka jalan di alam semesta, dan ketika berinteraksi dengan ruang-waktu, materi juga ikut melekat (meng-embed) pada mereka. Jika gelombang gravitasi melintas di Alam Semesta tepat ketika latar gelombang mikro bercerai dari materi, gelombang gravitasi akan secara permanen mempengaruhi pola latar gelombang mikro. Radiasi akan keluar masuk bersama-sama dengan materi. Jika materi dan radiasi tertarik ke bagian Alam Semesta purba kita, kecepatan dan energi mereka akan meningkat, dan karena itu temperatur gelombang mikro juga meningkat. Jika gerakan gelombang gravitasi mendorong materi menjauh dari bagian Alam Semesta purba kita, temperatur gelombang mikro akan menurun. Karena pendinginan radiasi gelombang mikro berlanjut secara konstan seiring perluasan Alam Semesta, perubahan latar gelombang mikro ini akan terpelihara.

Ternyata COBE tidak memiliki resolusi yang cukup tinggi untuk menentukan apakah interaksi graviton telah teramati atau belum. Namun, penyelidikan ini masih meneruskan teknik-teknik yang lebih tradisional. Contohnya adalah pengacauan Graviton/Foton dengan sinar laser dalam ruang high vacuum yang kini sedang dibangun atau telah berjalan di AS dan Eropa. Eksperimen-eksperimen dengan skala lebih kecil dengan menggunakan laser, dan usaha-usaha untuk melihat efek dari pentransmisian gelombang gravitasi terhadap palang logam besar, masih belum berhasil.

Mimpi yang Mustahil…
Pada 1987, fisikawan Saul Perlmutter bergabung dengan barisan astronom dan kosmolog dalam mencoba menentukan takdir alam semesta. Perlmutter telah bekerja dalam fisika partikel, tapi memutuskan bahwa dirinya harus mengikuti pertanyaan yang menginspirasinya: bagaimana takdir alam semesta kita? Untuk itu, dia membentuk sebuah tim internasional yang terdiri dari para ilmuwan. Untuk menetapkan bagaimana kecepatan perluasan alam semesta berubah, dia perlu membandingkan seberapa cepat bintang/galaksi bergerak menjauh pada masa permulaan alam semesta dibandingkan dengan masa sekarang. Mengobservasi objek-objek di permulaan alam semesta sama artinya dengan mengobservasi sesuatu dari jarak yang teramat jauh. Satu-satunya cara yang mungkin dalam rangka pembandingan tersebut adalah membandingkan sesuatu [objek] yang selalu bersinar di kosmos dengan luminositas tetap. Dalam alam semesta yang sedemikian dinamis, [objek] semacam itu adalah sangat mustahil. Namun ada satu objek bintang yang memiliki sifat demikian, Supernova. Supernova adalah ledakan bintang-bintang raksasa yang hampir mati; hanya bintang-bintang yang telah mencapai densitas kritis yang akan menimbulkan supernova, karena itu supernova akan selalu memiliki kecemerlangan tetap. Supernova juga merupakan salah satu dari segelintir [objek] yang masih bisa dilihat pada jarak yang sangat jauh yang harus dijelajahi Perlmutter dan timnya. Supernova, tak diragukan lagi, lebih terang dari galaksi yang ditempatinya. Supernova biasanya hanya berlangsung selama sekitar tiga minggu tapi bercahaya dengan kekuatan 10 miliar bintang! Hanya ada satu kesempatan pengunduran diri dalam rencana ini, supernova hanya terjadi di galaksi tertentu dua kali dalam seabad, jadi tanpa menunggu 500 tahun untuk sesuatu yang bisa terjadi di [galaksi] manapun, strategi lain harus sudah dipersiapkan.

Rencana yang telah dipikirkan adalah mengobservasi ratusan galaksi secara bersamaan dengan menggunakan teleskop berdaya tinggi yang digandengkan dengan kamera-kamera ber-angle sangat lebar dan sederet detektor Charge Couple Device (CCD) resolusi tinggi. Tim Perlmutter memerlukan waktu beberapa tahun untuk mendapatkan semua alat yang diperlukan tersebut. Pada 1992, tim telah memiliki alat-alat tersebut dan berusaha merundingkan waktu di sebuah teleskop di Hawaii, yang perlu mereka lakukan adalah kerjakan, dapatkan data, lalu analisa, tindakan yang pandai! Rintangan berikutnya untuk tim tersebut adalah pemrosesan citra, setiap kali mereka mendatangi teleskop, mereka menghasilkan ratusan citra galaksi-galaksi jauh. Proses umumnya adalah mengambil gambar-gambar galaksi-galaksi yang sama sebanyak dua kali, dengan rentang tiga minggu, kemudian citra-citra yang dihasilkan akan dibandingkan dalam komputer tim. Perangkat lunak yang mereka kembangkan memberi mereka daftar pendek supernova potensial, menyerahkan keputusan akhir pada mata telanjang. Setelah lima tahun observasi, pada 1997, tim telah menemukan 42 supernova. Mereka telah membuktikan bahwa apa yang dianggap mustahil, bisa dilakukan. Hasil yang diharapkan dan dicari adalah bahwa mereka sedang mengkalkulasi seberapa cepat perluasan alam semesta menurun, namun mereka menemukan sesuatu yang sungguh berbeda!

Semua supernova yang telah ditemukan tim tersebut 20% lebih redup dari yang diduga. Ini berarti supernova-supernova itu lebih jauh dari yang diketahui menurut hukum gravitasi. Ini menyimpulkan bahwa laju perubahan kecepatan perluasan alam semesta sebenarnya positif, alam semesta terlihat sedang melaju saling menjauh. Saat ini diumumkan, para teoritikus bergabung dengan banyak observer yang telah ikut dalam penyelidikan supernova. Mereka mencoba menjelaskan observasi ini melalui partikel virtual dan energi vakum, pasti ada suatu energi misterius yang melawan tarikan gravitasi di alam semesta. Setelah melihat makalah-makalah tua, diketahuilah bahwa energi semacam itu telah diajukan 81 tahun lebih awal oleh, tak lain tak bukan, Albert Einstein sendiri. Walaupun, disebutnya sebagai kekeliruan terbesar dalam hidupnya, Konstanta Kosmologis (Λ)-nya terkenal buruk.

Hingga hari ini, komunitas ilmiah masih memperdebatkan dan mengkalkulasikan tentang apakah Einstein benar atau keliru terkait tipe energi Λ. Saul Perlmutter dan timnya masih sedang mengerjakan temuan-temuan mereka.

Batas Terakhir…
Jadi, sampai penulisan artikel ini (Mei 1999), penyelidikan takdir alam semesta masih berlanjut. Jika ide-ide mutakhir dipercaya, apapun takdir alam semesta kita, tentunya merupakan sesuatu yang tak pernah kita anggap mungkin. Kendati beberapa hal adalah pasti, takdir alam semesta kita masih tetap menjadi salah satu dari sedikit perjalanan pencarian yang masih harus diselesaikan manusia, salah satu dari beberapa pertanyaan filosofis fundamental yang harus dijawab. Namun, satu pertanyaan lain yang mesti dijawab, ketika kita telah tahu jawaban atas kemampuan terbaik kita, akankah dunia kita masih terlihat sama?

Lampiran 1: Membuat Model
Pada 1935, model-model yang serupa dengan buatan Freidmann 13 tahun sebelumnya ditemukan oleh fisikawan Amerika, Howard Robertson, dan matematikawan Inggris, Arthur Walker, sebagai jawaban atas penemuan perluasan seragam alam semesta oleh Hubble. Walaupun Freidmann hanya menemukan satu model yang cocok dengan asumsinya, sebenarnya terdapat tiga model Freidmann. Pada dasarnya cita-cita kosmologi modern adalah menetapkan yang mana dari model-model ini yang cocok dengan alam semesta kita. Model pertama adalah seperti temuan Freidmann, alam semesta berawal dari suatu volume teramat kecil dan lantas mengembang. Densitas alam semesta berada di bawah harga kritis sehingga gravitasi akhirnya menang dan alam semesta mulai menyusut. Alhasil, alam semesta berangkat dari big bang menuju big crunch.

Skema model <em>closed universe</em> Freidmann
Skema model closed universe Freidmann

Model Freidmann yang kedua adalah bahwa densitas alam semesta berada di atas harga kritis. Alam semesta sedang mengembang begitu cepat yakni terbang menjauh dari gravitasi dan menjalani perluasan untuk selama-lamanya.

Skema model <em>open universe</em> Freidmann
Skema model open universe Freidmann

Model Freidmann yang ketiga adalah bahwa densitas alam semesta berada pada harga kritis. Dalam kasus ini, alam semesta mengembang dari big bang, tapi melambat begitu banyak sehingga laju perluasannya cenderung nol seiring kita mendekati masa depan tak terhingga, ini disebut alam semesta flat.

Skema model <em>flat universe</em> Freidmann
Skema model flat universe Freidmann

Berbagai tipe perluasan bisa dibandingkan di bawah.

Alur ketiga model Freidmann
Alur ketiga model Freidmann

Geometri dari masing-masing model juga diperlihatkan, mereka hanya gambaran, karena model sungguhannya berbentuk empat dimensi, yang tidak mampu kami visualisasikan.

Geometri masing-masing model Freidmann
Geometri masing-masing model Freidmann

Lampiran 2: Teori Steady-State

Sir Fred Hoyle
Sir Fred Hoyle

Meski didukung banyak bukti, banyak orang tidak menyukai gagasan bahwa alam semesta sebenarnya punya suatu permulaan, sehingga ada beberapa kelompok yang mencoba membangun teori-teori yang menghindari ini. Teori yang paling banyak mendapat dukungan dikemukakan pada 1948 oleh dua pengungsi dari Austria dudukan Jerman, Hermann Bondi dan Thomas Gold, bersama dengan Briton Fred Hoyle. Secara sederhana, teori mereka menyatakan bahwa sewaktu galaksi-galaksi bergerak menjauh, materi baru tercipta di ruang antara mereka, pada kecepatan sedang yaitu satu partikel per kilometer kubik per tahun. Observasi yang dilakukan oleh seorang mahasiswa, Martin Ryle, pada akhir 1950-an dan awal 1960-an dengan menggunakan sebuah teleskop radio, bertentangan dengan prediksi steady-state theory (teori keadaan tetap) ini. Lebih jauh, penemuan yang dibuat oleh Penzias dan Wilson menyiratkan bahwa teori steady-state harus dibuang total. Hoyle masih mempertahankan variasi teori steady-state hingga setidaknya tahun 1970-an.

Skema teori <em>steady-state</em>
Skema teori steady-state

Lampiran 3: Alam Semesta Berosilasi
Salah satu implikasi dari teori big bang adalah bahwa alam semesta pada suatu hari akan berakhir, atau setidaknya kehidupan di alam semesta akan menemui akhirnya. Jika alam semesta itu terbuka atau flat, berarti ia akan mengembang selama-lamanya, ia akan berlangsung hidup selama periode waktu yang tak terhingga. Tapi pada akhirnya semua materi di bergenerasi-generasi bintang akan kehabisan tenaga, dan alam semesta akan tumbuh dingin dan gelap. Sedang dalam model alam semesta tertutup, di mana perluasan pada akhirnya akan berhenti dan diikuti oleh penyusutan, nasibnya jauh dari kondisi dingin dan gelap—ketika Big Crunch sudah dekat, alam semesta tumbuh lebih panas dan lebih terang hingga ia meledak ke dalam (implode) menjadi suatu singularitas dan diremukkan hingga lenyap.

Tapi apakah itu yang benar-benar akan terjadi? Beberapa ilmuwan berspekulasi bahwa Big Crunch tidak mengisyaratkan akhir [alam semesta]. Mungkin Big Bang yang lain akan menyusul Big Crunch, membangkitkan kemungkinan alam semesta baru. Gagasan bahwa Bang mengikuti Crunch dalam siklus tanpa akhir dikenal sebagai alam semesta berosilasi. Meski tak ada teori yang dikembangkan untuk menjelaskan bagaimana ini bisa terjadi, model ini punya daya tarik filosofis tertentu bagi orang-orang yang menyukai ide alam semesta tanpa akhir.

Alam semesta berosilasi
Alam semesta berosilasi

Lampiran 4: Timeline Alam Semesta Menurut Prediksi Teori Inflasi
10-43 detik—Ini disebut Planck Time (Masa Planck).

Untuk masa yang kurang dari itu, semua teori mutakhir kita berhenti berfungsi. Bahkan gagasan ruang dan waktu mulai sulit diterima.

10-36 detik—Temperatur sekitar 1028 K.

Ini adalah masa hyper-expansion yang disebut inflasi. Jarak maksimum yang ditempuh cahaya sejak permulaan hanya 3 x 10-26 centimeter!

Ini menjelaskan ukuran “alam semesta tampak” (visible universe) pada waktu itu. Alam semesta mengembang dari gelembung mikro ini sebesar faktor 10 triliun triliun (1025) dalam sekitar satu satu permiliar triliun triliun detik (10-33 detik). Ini tentu saja adalah perluasan dengan sepenuh tenaga! Alam semesta di masa ini sekitar 3 mm dari tepi ke tepi.

Fluktuasi-fluktuasi densitas energi vakum quantum kecil yang eksis di gelembung mikro awal juga mengembang dengan faktor raksasa ini. Mereka akan membentuk benih-benih galaksi.

Energi vakum yang tersisa diubah secara tiba-tiba menjadi materi dan energi biasa yang menyebabkan alam semesta menjadi amat panas dan mengembang dengan langkah tenang.

10-6 detik—Temperatur sekitar 10 triliun K.

Quark dan anti-quark terbentuk dari energi murni dan segera musnah kembali menjadi energi. Tapi, berkat ketidaksimetrian antara perilaku materi dan antimateri, muncul kelebihan jumlah quark dari antiquark, yaitu bertambah satu konsituen per miliar. Alhasil, sebagian besar antimateri lenyap dari alam semesta kita.

Quark-quark tetap bersatu untuk membentuk neutron-neutron dan proton-proton. Perubahan proton menjadi neutron, dan sebaliknya, memelihara ekuilibrium dengan jumlah masing-masing yang setara.

1 detik

Karena neutron sedikit lebih berat dari proton, maka lebih mudah mengubah neutron menjadi proton daripada mengubah proton menjadi neutron, sehingga jumlah proton meningkat secara relatif terhadap neutron, menghasilkan rasio akhir proton:neutron sekitar 7:1.

5 detik—Temperatur sekitar satu miliar K.

Pasangan-pasangan elektron dan positron terbentuk. Pembentukan materi berhenti.

3 menit—Temperatur sekitar 100 juta K.

Reaksi-reaksi nuklir terjadi pada kecepatan luar biasa. Proton-proton kini bergerak cukup perlahan untuk berfusi menjadi nukleus helium. Helium, deuterium, lithium terbentuk.

300.000 tahun—Temperatur sekitar 10.000 K

Densitas radiasi kini cukup rendah sehingga alam semesta menjadi transparan. Kini temperatur cukup dingin bagi elektron-elektron dan nukleus-nukleus untuk tetap bersatu guna membentuk atom-atom hidrogen dan helium. Ini disebut masa rekombinasi.

1 sampai 5 miliar tahun—Temperatur beberapa Kelvin.

Fluktuasi-fluktuasi densitas (kekentalan) dalam distribusi materi, yang disebabkan oleh fluktuasi-fluktuasi quantum awal dalam energi vakum, membentuk benih-benih galaksi, yang terbentuk di bidang seperti jaring raksasa yang terentang di alam semesta. Fluktuasi densitas awal inilah yang terdeteksi oleh satelit COBE.

12 miliar tahun—temperatur beberapa Kelvin.

Permulaan kehidupan di, sekurangnya, satu planet biru yang kecil.

15 miliar tahun—Temperatur 2,7 K.

Makhluk, kurang-lebih, berakal eksis di planet biru ini!

Referensi:

  1. A Brief History of Time”. Hawking, Stephen. Bantam Books, ISBN 0-553-17521 1. Terbit 1995.
  2. Before the Beginning”. Rees, Martin. Simon & Schuster, ISBN 0-684-81682-2. Terbit 1997.
  3. Varieties of expanding Universe”. Barrow, John, D. Class. Quantum Grav. 13 (1996) 2965-2975. PACS numbers: 9880C, 9880H, 0230K, 0420J
  4. Observation of the Final Boundary Condition: Extragalactic Background Radiation and the Time Symmetry of the Universe”. Craig, David A. annals of physics 251, 384_425 (1996) article no. 0119
  5. Inflationary models driven by adiabatic matter creation”. L R W Abramo dan J A Slima. Class. Quantum Grav. 13 (1996) 2953–2964.
  6. www.wnet.org/archive/hawking/html/home.html
  7. www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter34_5th.html
  8. www.physics.fsu.edu/courses/fall98/ast1002/Cosmology
  9. merlin.alfred.edu/~ast300/papers/robbins/
  10. http.hq.eso.org/outreach/press-rel/pr-1998/pr-21-98.html

Catatan kaki:

  1. Titik tertentu [di orbit] yang paling dekat dengan matahari—penj.

Tentang penulis: David Gilson adalah seorang penulis teknologi yang mengkhususkan diri dalam teknologi mobile, komputasi awan, dan kripto-mata uang.

Cover illustration: Westerlund 2 — HubbleSite.org

One thought on “Alam Semesta yang Terus Mengembang Menurut Kosmologi Modern

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