Antigravitasi Kosmologis

Oleh: Lawrence M. Krauss
(Sumber: Scientific American, Special Edition – The Once and Future Cosmos, 31 Desember 2002, hal. 30-39)

Konstanta kosmologis yang lama dicemooh—penemuan Albert Einstein—mungkin dapat menjelaskan perubahan laju perluasan alam semesta.

Ruang hampa sebetulnya dipenuhi partikel-partikel unsur yang muncul dan lenyap terlalu cepat untuk bisa dideteksi segera. Kehadiran mereka merupakan konsekuensi prinsip dasar mekanika quantum yang berkombinasi dengan relativitas khusus: tak ada yang pasti, pun kehampaan. Agregat energi yang direpresentasikan oleh partkel-partikel virtual ini, seperti bentuk energi lainnya, dapat mengerahkan gaya gravitasi, yang bisa menarik atau menolak tergantung pada prinsip-prinsip fisikal yang masih belum dipahami. Pada skala makroskopis, energi tersebut dapat beraksi sebagai konstanta kosmologis yang diusulkan Albert Einstein.

Novelis dan kritikus sosial George Orwell menulis pada 1946, “Untuk melihat apa yang ada di depan hidung kita diperlukan perjuangan terus-menerus.” Perkataan ini tepat mendeskripsikan cara kerja kosmologi modern. Alam semesta berada di sekeliling kita—kita bagian darinya—tapi ilmuwan terkadang harus menatap setengah [luas alam semesta] untuk memahami proses-proses yang menghasilkan eksistensi kita di bumi. Dan walaupun periset percaya bahwa prinsip pokok alam bersifat sederhana, menyingkapnya merupakan soal lain. Petunjuk di langit bisa amat halus. Adagium Orwell berlaku untuk kosmolog yang bergelut dengan observasi mutakhir terhadap bintang-bintang meledak yang jauhnya ratusan juta tahun-cahaya. Bertentangan dengan sebagian besar ekspektasi, mereka menemukan bahwa perluasan alam semesta mungkin bukan melambat melainkan mencepat.

Astronom sudah tahu bahwa visible universe (alam semesta tampak) sedang mengembang sejak sekurangnya tahun 1929, tatkala Edwin P. Hubble mendemonstrasikan bahwa galaksi-galaksi jauh sedang saling berpisahan seolah seluruh kosmos menggembung secara seragam. Gerakan keluar ini dinetralkan oleh gravitasi kolektif gugus-gugus galaksi dan semua planet, bintang, gas, dan debu yang dikandungnya. Bahkan tarikan kecil gravitasi, katakanlah sebuah penjepit kertas, sedikit memperlambat perluasan kosmik. Satu dekade silam, kesesuaian teori dan observasi mengindikasikan bahwa ada cukup penjepit kertas dan materi lain di alam semesta untuk hampir, tapi tidak sepenuhnya, menghentikan perluasan. Dalam istilah geometris yang dianjurkan Albert Einstein kepada para kosmolog, alam semesta kelihatannya “flat”.

Alam semesta flat adalah pertengahan antara dua geometri lain yang masuk akal, yakni “terbuka” dan “tertutup”. Di kosmos di mana materi memang berjuang melawan outward impulse  (impuls keluar) dari big bang, geometri terbuka melambangkan kemenangan perluasan: alam semesta akan terus mengembang selamanya. Dalam geometri tertutup, gravitasi berkuasa, dan alam semesta akhirnya akan kolaps kembali, berujung dalam “big crunch” berapi. Skenario terbuka, tertutup, dan flat analogis dengan peluncuran roket yang lebih cepat dari, lebih lambat dari, atau sama dengan kecepatan pelarian bumi—kecepatan yang diperlukan untuk mengatasi tarikan gravitasi planet kita.

Bahwa kita hidup di alam semesta flat, sebuah keseimbangan kekuatan yang sempurna, itu merupakan salah satu prediksi teori inflasi standar, yang mempostulatkan periode awal perluasan pesat untuk merekonsiliasi beberapa paradoks dalam rumusan konvensional big bang. Walaupun kandungan tampak kosmos tidak cukup menjadikan alam semesta flat, dinamika angkasa mengindikasikan bahwa ada jauh lebih banyak materi daripada yang kita ketahui. Sebagian besar material di galaksi dan kumpulan galaksi pasti tak terlihat oleh teleskop. Pada satu dekade lalu saya menerapkan istilah “quintessence” pada dark matter ini, meminjam istilah Aristoteles untuk eter—materi tak tampak yang diduga merembesi seluruh ruang [lihat “Dark Matter in the Universe”, tulisan Lawrence M. Krauss, Scientific American, Desember 1986].

Tapi banyak bukti kini mengimplikasikan bahwa materi tak tampak pun tidaklah cukup untuk menghasilkan alam semesta flat. Jika begitu, konstituen utamanya bukanlah materi tak tampak, dark matter, atau radiasi. Malah, alam semesta pasti tersusun sebagian besar dari bentuk energi yang lebih halus lagi yang menempati ruang hampa, termasuk yang berada di depan hidung kita.

Tarikan Fatal
Ide tentang energi semacam itu memiliki sejarah panjang dan berganti-ganti, yang berawal ketika Einstein menyelesaikan teori relativitas umumnya, lebih dari satu dekade sebelum Hubble mendemonstrasikan secara meyakinkan bahwa alam semesta sedang mengembang. Dengan menyatukan ruang, waktu, dan materi, relativitas menjanjikan apa yang sebelumnya mustahil: pemahaman ilmiah tentang alam semesta, bukan cuma dinamika objek-objek di dalamnya. Hanya saja ada satu persoalan. Tak seperti gaya-gaya fundamental lain yang dirasakan oleh materi, gravitasi bersifat menarik secara universal—ia hanya menarik, tidak mendorong. Tarikan tiada henti gravitasi materi dapat menyebabkan alam semesta akhirnya kolaps. Jadi Einstein, yang menduga alam semesta bersifat statis dan stabil, menambahkan suku tambahan pada persamaannya, “suku kosmologis”, yang dapat menstabilkan alam semesta dengan menghasilkan gaya baru berjangkauan luas di seantero ruang. Jika besarannya positif, suku tersebut melambangkan gaya tolak—sejenis antigravitasi yang bisa menahan alam semesta di bawah bobotnya sendiri.

Sialnya, lima tahun kemudian Einstein membuang solusi jelek ini, yang dia sebut sebagai “blunder terbesar”. Stabilitas yang ditawarkan oleh suku ini ternyata ilusi, dan, yang lebih penting, bukti-bukti mulai menggunung bahwa alam semesta sedang mengembang. Pada awal 1923, Einstein menulis dalam sebuah surat untuk matematikawan Hermann Weyl bahwa “Jika tidak ada dunia quasi-statis, maka enyahlah suku kosmologis!” Seperti eter sebelumnya, suku ini masuk ke tong sampah sejarah.

Fisikawan senang hidup tanpa pengganggu tersebut. Dalam teori relativitas umum, sumber gaya gravitasi (baik menarik atau menolak) adalah energi. Materi merupakan satu bentuk energi. Tapi suku kosmologis Einstein berbeda. Energi yang diasosiasikan dengannya tidak bergantung pada posisi atau waktu—karenanya namanya “konstanta kosmologis”. Gaya yang ditimbulkan oleh konstanta ini bahkan beroperasi dalam ketiadaan materi atau radiasi sama sekali. Oleh sebab itu, sumbernya pasti merupakan energi aneh yang terdapat di ruang hampa. Konstanta kosmologis, seperti halnya eter, memberkahi kehampaan dengan aura metafisik. Dengan kematiannya, alam kembali masuk akal.

Benarkah? Pada 1930-an, cahaya redup konstanta ksomologis muncul dalam konteks yang sama sekali terpisah: upaya penggabungan hukum mekanika quantum dengan teori relativitas khusus Einstein. Fisikawan Paul A.M. Dirac dan kemudian Richard Feynman, Julian S. Schwinger, dan Shinichiro Tomonaga menunjukkan bahwa ruang hampa lebih rumit daripada yang dibayangkan sebelumnya. Partikel-partikel unsur, ternyata, bisa secara spontan muncul dari ketiadaan lalu lenyap kembali; partikel-partikel itu berbuat demikian dalam waktu begitu singkat sehingga kita tak dapat mengukurnya segera [lihat “Exploiting Zero-Point Energy”, tulisan Philip Yam, Scientific American, Desember 1997]. Partikel virtual semacam itu, demikian istilahnya, dapat muncul secara mustahil seperti [mustahilnya] malaikat bertengger di kepala peniti. Partikel-partikel tak terlihat itu menghasilkan efek-efek yang bisa diukur, misalnya perubahan level energi atom serta gaya di antara pelat-pelat logam berdekatan. Teori partikel virtual sesuai dengan observasi hingga sembilan angka desimal. (Malaikat, sebaliknya, normalnya tak memiliki efek terlihat terhadap atom ataupun pelat.) Suka tidak suka, bagaimanapun juga ruang hampa tidaklah hampa.

Realitas Virtual
Jika partikel virtual bisa mengubah atribut atom, mungkinkah mereka juga mempengaruhi perluasan alam semesta? Pada 1967, astrofisikawan Rusia Yakov B. Zeldovich menunjukkan bahwa entropi partikel virtual semestinya beraksi persis seperti energi yang diasosiasikan dengan konstanta kosmologis. Tapi ada persoalan serius. Teori quantum sudah memprediksikan seluruh spektrum partikel virtual, menjangkau setiap kemungkinan panjang-gelombang. Ketika fisikawan menjumlahkan semua efek, energi totalnya tak terhingga. Meski para teoris mengabaikan efek-efek quantum yang lebih kecil dari panjang-gelombang tertentu—yang karenanya, menurut pemahaman seadanya, efek-efek gravitasi quantum agaknya mengubah keadaan—hasil kalkulasi energi vakum adalah kurang-lebih 120 orde magnitudo lebih besar daripada energi yang terkandung dalam semua materi di alam semesta.

Apa efek dari konstanta kosmologis sebesar itu? Mengambil isyarat dari peribahasa Orwell, Anda dapat dengan mudah mengenakan batas observasi pada besarannya. Ulurkan tangan Anda dan lihat jemari Anda. Seandainya konstanta kosmologis sebesar yang dinyatakan secara naif oleh teori quantum, ruang antara mata dan tangan Anda akan mengembang begitu pesat sampai-sampai cahaya dari tangan Anda takkan pernah menjangkau mata Anda. Untuk melihat apa yang berada di depan wajah Anda diperlukan perjuangan terus-menerus (demikian dikatakan), dan Anda akan selalu kalah. Fakta bahwa Anda dapat melihat apapun mengandung arti bahwa energi ruang hampa tidaklah besar. Dan fakta bahwa kita bukan hanya bisa melihat ujung jemari Anda tapi juga wilayah-wilayah jauh alam semesta telah menempatkan batas lebih keras pada [besaran] konstanta kosmologis: hampir 120 orde magnitudo lebih kecil daripada estimasi di atas. Diskrepansi antara teori dan observasi merupakan teka-teki kuantitatif paling membingungkan dalam fisika [lihat “The Mystery of the Cosmological Constant”, tulisan Larry Abbott; Scientific American, Mei 1998].

Kesimpulan sederhananya, suatu hukum fisika yang belum diketemukan menyebabkan konstanta kosmologis menghilang. Tapi meski banyak teoris senang konstanta ini pergi, beragam observasi astronomi—atas umur alam semesta, densitas materi, dan sifat struktur kosmik—semuanya secara terpisah mengindikasikan bahwa ia mungkin masih ada.

Menentukan umur alam semesta merupakan salah satu isu kosmologi modern yang paling tua. Dengan mengukur kecepatan galaksi, astronom bisa mengkalkulasi berapa lama waktu yang dibutuhkan galaksi untuk sampai pada posisinya yang sekarang, dengan asumsi mereka semua berawal di tempat yang sama. Untuk penaksiran pertama, kita bisa mengabaikan perlambatan yang disebabkan oleh gravitasi. Dengan demikian alam semesta mengembang dengan kecepatan konstan dan interval waktunya hanyalah rasio jarak antar galaksi banding kecepatan perpisahannya—dengan kata lain, kebalikan konstanta Hubble yang terkenal. Semakin tinggi besaran konstanta Hubble, semakin cepat laju perluasan dan karenanya semakin muda alam semesta.

Estimasi pertama Hubble atas konstanta miliknya adalah hampir 500 km/detik/megaparsec—berarti dua galaksi yang terpisah jarak satu megaparsec (sekitar 3 juta tahun-cahaya) berpisah dengan kecepatan rata-rata 500 km/detik. Besaran ini mengimplikasikan umur kosmik sekitar 2 miliar tahun, bertentangan secara menyakitkan dengan umur bumi—sekitar 4 miliar tahun. Ketika tarikan gravitasi materi dimasukkan ke dalam hitungan, analisa memprediksi bahwa objek-objek bergerak cepat sejak awal, sehingga perlu waktu lebih sedikit untuk mencapai posisinya yang sekarang ketimbang bila kecepatan mereka konstan. Perbaikan ini menurunkan estimasi umur sebanyak 1/3, yang sialnya memperparah diskrepansi.

Selama tujuh dekade belakangan, astronom telah memperbaiki penetapan laju perluasan, tapi ketegangan antara hasil kalkulasi umur alam semesta dan umur objek-objek di dalamnya tetap ada. Pada dekade lalu, dengan peluncuran Hubble Space Telescope dan pengembangan teknik observasi baru, berbagai pengukuran konstanta Hubble akhirnya mulai menyatu. Wendy L. Freedman dari Carnegie Observatories bersama koleganya menyimpulkan angka 73 km/detik/megaparsec (dengan kisaran paling mungkin, tergantung error eksperimen, antara 65 sampai 81). Hasil ini menempatkan batas atas sekitar 10 miliar tahun pada umur alam semesta flat.

Krisis Umur
Apakah angka ini cukup tua? Itu tergantung pada umur objek tertua yang bisa ditetapkan oleh astronom. Di antara bintang-bintang paling purba di galaksi kita adalah mereka yang ditemukan di kelompok-kelompok rapat yang dikenal sebagai gugus globular, yang sebagiannya terdapat di pinggiran galaksi kita dan karenanya dianggap terbentuk sebelum Bima Sakti. Estimasi umur mereka, berdasarkan kalkulasi kecepatan bintang membakar bahan bakar nuklirnya, biasanya antara 15 miliar sampai 20 miliar tahun. Objek-objek tersebut tampaknya lebih tua daripada alam semesta kita.

Untuk menetapkan apakah konflik umur ini adalah kesalahan kosmologi atau pemodelan bintang, pada 1995 saya dan kolega—Brian C. Chaboyer, kala itu di Canadian Institute of Theoretical Astrophysics, Pierre Demarque dari Yale University, dan Peter J. Kernan dari Case Western Reserve University—menaksir ulang umur gugus globular. Kami mensimulasi siklus hidup tiga bintang berlainan yang atributnya menjangkau ketidakpastian yang ada, lalu membandingkan model bintang kami dengan bintang-bintang di gugus globular. Yang tertua [di antara ketiga bintang gugus globular itu], kami menyimpulkan, boleh jadi berumur 12,5 miliar tahun, tetap ganjil jika mempertimbangkan alam semesta flat yang didominasi materi.

Tapi dua tahun lalu, satelit Hipparcos, yang diluncurkan oleh European Space Agency untuk mengukur lokasi lebih dari 100.000 bintang dekat, merevisi jarak ke bintang-bintang ini dan, secara tak langsung, ke gugus-gugus globular. Jarak-jarak baru ini mempengaruhi estimasi kecerlangan mereka dan memaksa kami mengulang analisa, sebab kecerlangan menentukan laju konsumsi bahan bakar bintang dan, karenanya, rentang hidup mereka. Walaupun umur-umur baru itu lebih kecil, analisa mutakhir kelompok kami menaksir umur alam semesta yang paling sesuai pada angka 13,4 miliar tahun, dengan batas bawah 11,2 miliar tahun, jelas bertentangan dengan batas atas untuk alam semesta flat yang didominasi materi.

Densitas rendah materi, menandakan alam semesta flat berperlambatan lambat, akan meredakan ketegangan ini. Meskipun begitu, satu-satunya cara untuk menaikkan umur ke atas 12,5 miliar tahun adalah dengan mempertimbangkan alam semesta yang didominasi bukan oleh materi melainkan oleh konstanta kosmologis. Gaya tolak yang dihasilkan akan menyebabkan perluasan Hubble mencepat seiring waktu. Galaksi-galaksi berpisah lebih lambat daripada kecepatan hari ini, sehingga perlu waktu lebih lama untuk mencapai perpisahan sekarang, jadi alam semesta lebih tua.

Sementara itu, pilar-pilar lain kosmologi observasional baru-baru ini juga terguncang. Begitu astronom menggunakan teknologi teranyar untuk mensurvey kawasan-kawasan kosmos yang lebih besar lagi, kemampuan mereka untuk menghitung kandungannya meningkat. Kini hal yang memaksa adalah bahwa jumlah total materi tidaklah cukup untuk menghasilkan alam semesta yang flat.

Sensus kosmik ini pertama-tama melibatkan kalkulasi sintesis unsur-unsur oleh big bang. Unsur-unsur ringan di kosmos—hidrogen dan helium dan isotop langka mereka, semisal deuterium—dihasilkan di alam semesta awal dalam jumlah relatif yang bergantung pada jumlah proton dan neutron yang tersedia, konstituen materi normal. Jadi, dengan membandingkan keberlimpahan berbagai isotop, astronom dapat menyimpulkan jumlah total materi biasa yang dihasilkan dalam big bang. (Tentu saja ada pula materi lain yang tidak tersusun dari proton dan neutron.)

Observasi-observasi relevan membuat langkah besar pada 1996, ketika David R. Tytler dan Scott Burless dari Universitas California di San Diego bersama kolega mereka mengukur keberlimpahan deuterium di masa lampau menggunakan penyerapan cahaya quasar oleh awan hidrogen antargalaksi. Karena awan-awan ini tak pernah mengandung bintang, deuterium mereka hanya dihasilkan oleh big bang. Temuan Tytler dan Burles mengimplikasikan bahwa densitas rata-rata materi biasa adalah antara 4% sampai 7% dari jumlah yang diperlukan untuk menghasilkan alam semesta flat.

Astronom juga telah menyelidiki densitas materi dengan mempelajari objek-objek terbesar yang terikat gravitasi: gugus-gugus galaksi. Kelompok-kelompok berisi ratusan galaksi ini bertanggungjawab atas hampir semua materi tampak. Sebagian besar kandungan mereka yang berkilau berbentuk gas panas antargalaksi, yang memancarkan sinar X. Temperatur gas ini, disimpulkan dari spektrum sinar X, bergantung pada massa total gugus: di gugus yang lebih masif, gravitasinya lebih kuat dan karenanya tekanan yang menopang gas terhadap gravitasi pasti lebih besar, sehingga mendorong temperatur meninggi. Pada 1993, Simon D.M. White, kini di Max Planck Institute for Astrophysics di Garching (Jerman), dan koleganya menghimpun informasi tentang beberapa gugus berbeda untuk membuktikan bahwa materi berkilau menyusun antara 10% sampai 20% dari massa total semua objek. Ketika dikombinasikan dengan pengukuran deuterium, temuan-temuan ini mengimplikasikan bahwa densitas total gugus materi—termasuk proton dan neutron serta partikel-partikel eksotis semisal beberapa kandidat dark matter—adalah 60% dari [massa] yang dibutuhkan untuk menghasilkan alam semesta yang flat.

Observasi ketiga, yang juga menyinggung distribusi materi pada skala-skala terbesar, mendukung pandangan bahwa alam semesta memiliki terlalu sedikit massa untuk menjadikannya flat. Barangkali tak ada subbidang kosmologi lain yang telah maju begitu pesat dalam 20 tahun belakangan ini selain pemahaman akan awal-mula dan sifat struktur-struktur kosmik. Astronom sudah lama berasumsi bahwa galaksi-galaksi bergabung dari konsentrasi tipis materi di alam semesta awal, tapi tak ada yang tahu apa yang telah menghasilkan undulasi demikian. Perkembangan teori inflasi pada 1980-an menyediakan mekanisme masuk akal pertama—yakni, pembesaran fluktuasi quantum hingga ukuran makroskopis.

Nasib Alam Semesta

Konstanta kosmologis mengubah gambaran sederhana masa depan alam semesta. Secara tradisional, kosmologi memprediksi dua kemungkinan hasil yang bergantung pada geometri alam semesta atau, sama saja, pada densitas rata-rata materi. Jika densitas alam semesta yang dipenuhi materi melampaui  besaran kritis tertentu, berarti alam semesta [berbentuk] “tertutup”, di mana ia akhirnya akan berhenti mengembang, mulai menyusut, dan puncaknya akan  lenyap dalam bencana berapi. Jika densitas kurang dari harga kritis, alam semesta [berbentuk] “terbuka” dan akan mengembang selamanya. Alam semesta  “flat”, yang densitasnya setara dengan harga kritis, juga akan mengembang selamanya tapi dengan laju lebih lambat.

Tapi skenario-skenario ini berasumsi bahwa konstanta kosmologis sama dengan nol. Jika tidak, konstanta—ketimbang materi—akan mengendalikan nasib akhir alam semesta. Alasannya, konstanta tersebut, secara definisi, melambangkan densitas tetap energi di ruang. Materi tidak bisa bersaing: kenaikan radius sebanyak dua kali lipat akan melemahkan densitasnya delapan kali lipat. Di sebuah alam semesta mengembang, densitas energi yang diasosiasikan dengan konstanta kosmologis pasti menang. Jika konstanta memiliki harga positif, ia menghasilkan gaya tolak berjangkauan luas di ruang, dan alam semesta akan terus mengembang sekalipun densitas energi total pada materi dan di ruang melampaui harga kritis. (Harga negatif besar dikesampingkan sebab gaya tarik yang dihasilkan akan telah membawa alam semesta menuju ajal.)

Bahkan prediksi baru perluasan kekal ini berasumsi bahwa konstanta betul-betul konstan, sebagaimana dinyatakan oleh relativitas umum. Jika faktanya densitas energi ruang hampa memang berubah-ubah seiring waktu, nasib alam semesta akan bergantung pada cara perubahannya. Dan ada contoh atas perubahan semacam itu—yakni, perluasan berinflasi di alam semesta purba. Barangkali alam semesta sedang memasuki era inflasi baru, inflasi yang mungkin akan berakhir.

Simulasi numeris pertumbuhan struktur-struktur usai inflasi telah menunjukkan bahwa jika dark matter tidak terbuat dari proton dan neutron tapi dari suatu tipe partikel lain (misalnya WIMP), riak-riak kecil pada radiasi gelombang mikro kosmik latar (CMB) bisa tumbuh menjadi struktur-struktur yang kita saksikan hari ini. Lebih jauh, konsentrasi materi semestinya masih sedang berkembang menjadi gugus-gugus galaksi jika densitas total materi tinggi. Pertumbuhan jumlah gugus kaya yang relatif lambat dalam sejarah alam semesta pada masa belakangan mengindikasikan bahwa densitas materi kurang dari 50% dari [massa] yang dibutuhkan untuk menghasilkan alam semesta flat [lihat “The Evolution of Galaxy Clusters”, tulisan J. Patrick Henry, Ulrich G. Briel, dan Hans Böhringer, Scientific American, Desember 1998].

“Nihil” Diperhitungkan
Temuan-temuan bahwa alam semesta memiliki terlalu sedikit materi untuk menjadikannya flat telah cukup meyakinkan untuk mengatasi prasangka teoritis kuat yang menentang kemungkinan ini. Ada dua penafsiran potensial: alam semesta yang terbuka, atau ia dibuat flat oleh suatu bentuk energi tambahan yang tidak terkait dengan materi biasa. Untuk membedakan kedua alternatif ini, astronom telah mendesak untuk mengukur radiasi gelombang mikro latar pada resolusi tinggi. Radiasi gelombang mikro kosmik latar—pijaran big bang—memancar dari “last scattering” surface (permukaan “yang berpencar paling akhir”) yang berlokasi pada jarak lebih dari 12 miliar tahun cahaya jauhnya dari kita. Permukaan ini melambangkan masa ketika alam semesta pertama kali cukup mendingin sehingga plasma proton dan elektron yang terionisasi sebelumnya dapat bergabung membentuk hidrogen netral, yang transparan bagi radiasi.

Ketika kita mengukur radiasi CMB hari ini di berbagai arah, kita sedang mengukur kawasan-kawasan yang saling terpisah cukup jauh sehingga mereka mungkin belum pernah bersinggungan di masa lampau. Kawasan-kawasan yang terpisah kurang dari satu derajat mungkin telah dilintasi dengan kecepatan cahaya dalam waktu 300.000 tahun atau lebih yang diperlukan oleh gas radiasi untuk mendingin. Skala angular ini semestinya meninggalkan jejak di “peta” CMB yang diukur oleh detektor-detektor mutakhir. Namun, skala angular aktual yang diasosiasikan dengan jarak ini tergantung pada geometri alam semesta. Di alam semesta flat, sinar cahaya berjalan dalam garis lurus sewaktu kita menelusurinya ke sumbernya. Di alam semesta terbuka, karenanya, skala angular khas yang diasosiasikan dengan “ukuran horizon” di last scattering surface ini semestinya lebih kecil daripada jika alam semesta [berbentuk] flat, dan di alam semesta tertutup semestinya lebih besar. Sejak akhir 1998, eksperimen BOOMERanG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) di Antartika, serta eksperimen balon lainnya di Kanada dan AS, telah menemukan bukti definitif eksistensi tanda angular ini. Lebih jauh, fakta bahwa itu ekuivalen dengan skala angular kira-kira satu derajat menyediakan, untuk pertama kalinya, ukuran langsung geometri alam semesta. Dan alam semesta memang tampak persis flat.

Sementara itu, periset yang mempelajari supernova-supernova jauh telah menyediakan bukti langsung, jika tentatif, bahwa perluasan alam semesta sedang mencepat, tanda nyata konstanta kosmologis berbesaran sama yang diimplikasikan oleh data lain [lihat “Mensurvey Ruangwaktu dengan Supernova”, tulisan Craig J. Hogan, Robert P. Kirshner, dan Nicholas B. Suntzeff]. Observasi radiasi gelombang mikro latar dan supernova menerangi dua aspek kosmologi. Radiasi gelombang mikro latar mengungkap geometri alam semesta, yang sensitif terhadap densitas total energi, dalam bentuk apapun, sedangkan observasi supernova persis menyelidiki laju perluasan alam semesta, yang bergantung pada selisih antara densitas materi (yang memperlambat perluasan) dan konstanta kosmologis (yang bisa mempercepatnya).

Geometri Alam Semesta

Oleh Martin A. Bucher dan David N. Spergel

Seandainya alam semesta memiliki “bagian luar” dan orang-orang bisa memandang alam semesta dari perspektif tersebut, kosmologi akan jauh lebih mudah. Karena tidak dianugerahi hal ini, astronom harus menyimpulkan bentuk dasar alam semesta dari atribut geometrisnya. Pengalaman harian mengindikasikan bahwa ruang [berbentuk] Euclidean, atau “flat”, pada skala kecil. Garis-garis paralel tak pernah bertemu, segitiga memiliki besar sudut total 180 derajat, keliling lingkaran adalah 2πr, dan seterusnya. Tapi keliru jika berasumsi bahwa alam semesta berbentuk Euclidean pada skala besar, sebagaimana keliru jika menyimpulkan bahwa bumi berbentuk flat hanya karena sepetak kecilnya terlihat flat.

Ada dua kemungkinan geometri tiga-dimensi lainnya yang konsisten dengan observasi homogenitas kosmik (ekuivalensi semua titik di ruang) dan isotropi (ekuivalensi semua arah). Yakni geometri spheris/bola, atau “tertutup”, dan geometri hiperbolik, atau “terbuka”. Keduanya dicirikan oleh panjang kelengkungan yang analogis dengan radius bumi. Jika kelengkungannya positif, maka geometrinya spheris; jika negatif, maka hiperbolik. Untuk jarak yang jauh lebih kecil daripada panjang ini, semua geometri terlihat [berbentuk] Euclidean.

Di alam semesta spheris, sebagaimana pada permukaan bumi, garis-garis paralel akhirnya bertemu, segitiga bisa memiliki besar sudut hingga 540 derajat, dan keliling lingkaran kurang dari 2πr. Karena ruang melengkung kembali ke dirinya sendiri, alam semesta spheris [berluas] terhingga. Di alam semesta hiperbolik, garis-garis paralel berdivergensi/mencabang, segitiga memiliki besar sudut total kurang dari 180 derajat, dan keliling lingkaran lebih dari 2πr. Alam semesta demikian, seperti ruang Euclidean, berukuran tak terhingga.

Ketiga geometri ini mempunyai efek berlainan terhadap perspektif [lihat ilustrasi di bawah], yang mendistorsi tampilan fitur-fitur radiasi gelombang mikro kosmik latar. Riak-riak besar pada radiasi tersebut memiliki ukuran absolut yang sama tanpa menghiraukan proses inflasi. Jika alam semesta [berbentuk] flat, undulasi-undulasi terbesar akan terlihat sebesar sekitar satu derajat. Tapi jika alam semesta [berbentuk] hiperbola, fitur-fitur ini semestinya terlihat hanya setengah ukuran tersebut, gara-gara distorsi geometris sinar cahaya.

Observasi darat dan balon mengindikasikan bahwa riak-riak itu sebesar satu derajat, yang mengimplikasikan bahwa alam semesta nyaris flat. Microwave Anisotropy Probe, yang diharapkan segera memulangkan data, akan melakukan pengukuran definitif terhadap fluktuasi-fluktuasi ini.

Secara keseluruhan, semua temuan ini menyiratkan bahwa konstanta [kosmologis] menyumbang antara 50% sampai 75% energi yang dibutuhkan untuk menjadikan alam semesta flat [lihat ilustrasi di bawah]. Terlepas dari banyaknya bukti, ada baiknya mengingat pepatah lama bahwa teori astronomi yang prediksinya sesuai dengan semua observasi barangkali salah, sebab sebagian pengukuran atau sebagian prediksi kemungkinan keliru. Meski begitu, para teoris sudah berjuang memahami apa yang tak terpikirkan 20 tahun silam: konstanta kosmologis lebih besar dari nol tapi jauh lebih kecil dari prediksi teori-teori quantum mutakhir. Suatu tindakan fine-tuning harus mensubtraksi energi partikel virtual hingga 123 angka desimal tapi membiarkan angka ke-124 tak tersentuh—sebuah presisi yang tak terlihat di manapun di alam ini.

Peta model memperlihatkan bagaimana penghamparan alam semesta bergantung pada dua kuantitas kosmologis penting: densitas rata-rata materi (sumbu horizontal) dan densitas energi konstanta kosmologis (sumbu vertikal). Harga mereka, di sini dalam satuan kosmologis standar, memiliki tiga efek berbeda. Pertama, jumlah mereka (yang melambangkan kandungan total energi kosmik) menentukan geometri ruangwaktu (garis kuning). Kedua, selisih mereka (yang melambangkan kekuatan relatif perluasan dan gravitasi) menentukan bagaimana laju perluasan berubah seiring waktu (garis biru). Kedua efek ini telah diselidiki oleh observasi-observasi mutakhir (area-area arsir). Ketiga, keseimbangan kedua densitas, menentukan nasib alam semesta (garis merah). Ketiga efek ini memiliki banyak permutasi—berbeda dari pandangan bahwa konstanta kosmologis diasumsikan berharga nol dan hanya ada dua kemungkinan hasil.

Salah satu arah, yang digali oleh Steven Weinberg dari Universitas Texas di Austin bersama koleganya, meminta bantuan dari jalan terakhir para kosmolog, prinsip antropik. Jika observed universe (alam semesta yang teramati) kita hanyalah salah satu dari alam-alam semesta berjumlah tak terhingga yang tak terhubung—yang masing-masingnya mungkin memiliki konstanta alam agak berlainan, sebagaimana diindikasikan oleh beberapa inkarnasi teori inflasi berkombinasi dengan ide-ide gravitasi quantum yang muncul—maka fisikawan bisa berharap untuk mengestimasi magnitudo konstanta kosmologis dengan bertanya di alam semesta mana makhluk berakal kemungkinan berevolusi. Weinberg dan yang lainnya telah sampai pada temuan yang cocok dengan magnitudo konstanta kosmologis.

Namun kebanyakan teoris merasa gagasan ini tidak meyakinkan, mereka menyatakan bahwa tak ada alasan konstanta ini memangku besaran tertentu; ia [berbesaran] begitu saja. Walaupun argumen ini mungkin benar, fisikawan belum kehabisan kemungkinan lain, yang mungkin memperkenankan [besaran] konstanta tersebut dibatasi oleh teori fundamental ketimbang oleh kebetulan sejarah.

Arah riset lainnya mengikuti tradisi yang dibangun oleh Dirac. Dia berargumen bahwa ada satu bilangan besar terukur di alam semesta—umurnya (atau, sama saja, ukurannya). Jika kuantitas-kuantitas fisikal tertentu berubah seiring waktu, mereka mungkin wajar [berbesaran] amat besar atau amat kecil hari ini [lihat “P.A.M. Dirac and the Beauty of Physics”, tulisan R. Corby Hovis dan Helge Kragh, Scientific American, Mei 1993]. Konstanta kosmologis boleh jadi merupakan satu contoh. Ia mungkin sebetulnya tidak konstan. Bagaimanapun juga, jika konstanta kosmologis [bersifat] tetap dan non-nol, berarti kita hidup di masa pertama dan satu-satunya dalam sejarah kosmik di mana densitas materi, yang menurun selagi alam semesta mengembang, sebanding dengan energi yang tersimpan di ruang hampa. Mengapa kebetulan sekali? Beberapa kelompok justru membayangkan bahwa suatu bentuk energi kosmik menyerupai konstanta kosmologis namun berubah seiring waktu.

Konsep ini digali oleh P. James E. Peebles dan Bharat V. Ratra dari Universitas Princeton lebih dari satu dekade silam. Termotivasi oleh penemuan-penemuan supernova baru, kelompok-kelompok lain membangkitkan kembali ide ini. Beberapa ilmuwan telah mempergunakan konsep-konsep yang muncul dari teori string. Robert R. Caldwell dari Dartmouth College dan Paul J. Steinhardt dari Princeton mengajukan kembali istilah “quintessence” untuk mendeskripsikan energi berubah-ubah ini [lihat “Alam Semesta Quintesensial”, tulisan Jeremiah P. Ostriker dan Paul J. Steinhardt]. Ini suatu teka-teki teoritis, dark matter yang mulanya layak memakai istilah ini kini terasa hampir biasa-biasa saja bila dibandingkan. Meski saya menyukai istilah ini, tak satupun dari ide-ide teoritis quintessence yang terasa memaksa. Masing-masing bersifat ad hoc. Kepelikan persoalan konstanta kosmologis masih ada.

Bagaimana kosmolog akan tahu pasti apakah mereka harus berekonsiliasi dengan alam semesta yang membingungkan secara teoritis ini? Pengukuran baru radiasi gelombang mikro latar dan evolusi galaksi, analisa berkelanjutan terhadap supernova-supernova jauh, dan pengukuran pelensaan gravitasi quasar-quasar jauh semestinya dapat mengemukakan bukti konstanta kosmologis dalam beberapa tahun ke depan. Ada satu hal yang pasti. Kosmologi standar tahun 1980-an, yang mempostulatkan alam semesta flat yang didominasi oleh materi, telah mati. Alam semesta rupanya dipenuhi dengan energi bersumber tak dikenal. Ini akan membutuhkan pemahaman fisika yang sama sekali baru. Dengan kata lain, “nihil” barangkali sama menariknya.

Penulis
Lawrence M. Krauss mendalami perpaduan fisika dan astronomi. Dia mempelajari cara kerja bintang, black hole, lensa gravitasi, dan alam semesta purba dalam rangka menjelaskan fisika partikel di luar Standard Model, termasuk unifikasi gaya, gravitasi quantum, dan penjelasan dark matter. Krauss saat ini menjabat sebagai ketua departemen fisika di Case Western Reserve University. Dia penulis enam buku, yang teranyar adalah Atom: A Single Oxygen Atom’s Odyssey from the Big Bang to Life on Earth … and Beyond (Back Bay Books, 2002).

Untuk Digali Lebih Jauh

  • Dreams of a Final Theory. Steven Weinberg. Pantheon Books, 1992.
  • Principles of Physical Cosmology. P. James E. Peebles. Princeton University Press, 1993.
  • Before the Beginning: Our Universe and Others. Martin Rees. Addison-Wesley, 1997.
  • The Age of Globular Clusters in Light of Hipparcos: Resolving the Age Problem? Brian Chaboyer, Pierre Demarque, Peter J. Kernan, dan Lawrence M. Krauss dalam Astrophysical Journal, Vol. 494, No. 1, hal. 96-110, 10 Februari 1998. Pracetak tersedia di xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9706128.
  • The End of the Age Problem, and the Case for a Cosmological Constant Revisited. Lawrence M. Krauss in Astrophysical Journal, Vol. 501, No. 2, hal. 461-466, 10 Juli 1998. Pracetak tersedia di xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9706227.
  • Living with Lambda. J. D. Cohn. Pracetak tersedia di xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9807128.
  • Quintessence. Lawrence M. Krauss. Basic Books, 2001.

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