Alam Semesta Berinflasi yang Mereproduksi Diri

Oleh: Andrei Linde
(Sumber: Scientific American, November 1994, hal. 48-55)

Versi-versi anyar skenario inflasi menggambarkan alam semesta sebagai fraktal yang menggenerasi diri yang menunaskan alam-alam semesta berinflasi lainnya.

Alam-alam semesta baru terus-menerus muncul dari alam semesta lama di kosmos berinflasi.

Jika saya dan kolega benar, kita mungkin dapat segera mengucapkan selamat tinggal pada ide bahwa alam semesta adalah bola api tunggal yang terbentuk dalam big bang. Kita sedang menjelajahi teori baru berlandaskan gagasan berumur 15 tahun bahwa alam semesta dahulu mengalami tahap inflasi. Selama masa [inflasi] tersebut, teori ini berpandangan, kosmos menjadi besar secara eksponensial dalam sepecahan detik infinitesimal. Di akhir periode itu, alam semesta meneruskan evolusinya sesuai model big bang. Begitu para peneliti memperbaiki skenario inflasi ini, mereka menemukan beberapa konsekuensi mengagetkan. Salah satunya merupakan perubahan fundamental dalam cara memandang kosmos. Versi-versi anyar teori inflasi menegaskan bahwa alam semesta merupakan fraktal besar yang tumbuh, bukan bola api mengembang. Ia terdiri dari banyak bola api berinflasi yang menghasilkan bola-bola baru, yang pada gilirannya menghasilkan bola-bola berikutnya, tiada henti.

Kosmolog tidak sembarangan menemukan pandangan alam semesta yang agak ganjil ini. Beberapa peneliti, pertama di Rusia dan kemudian di AS, mengajukan hipotesis inflasi yang merupakan basis fondasinya. Kita berbuat demikian untuk memecahkan beberapa komplikasi yang disisakan oleh ide lama big bang. Dalam bentuk standarnya, teori big bang berpendapat bahwa alam semesta lahir sekitar 15 miliar tahun lampau dari singularitas kosmologis—status di mana temperatur dan densitas amat tinggi tak terhingga. Tentu saja, kita tak bisa betul-betul mengatakan, dari segi fisikal, bahwa kuantitas-kuantitas ini tak terhingga. Kita biasanya berasumsi hukum fisika mutakhir tidak berlaku pada masa itu. Hukum ini hanya berkuasa setelah densitas alam semesta jatuh ke bawah apa yang dinamakan densitas Planck, yang setara dengan sekitar 1094 gram/cm3.

Selagi mengembang, alam semesta perlahan-lahan mendingin. Sisa api kosmik purba masih mengelilingi kita dalam bentuk radiasi gelombang mikro latar. Radiasi ini mengindikasikan temperatur alam semesta telah jatuh ke 2,7 kelvin. Penemuan radiasi latar ini oleh Arno A. Penzias dan Robert W. Wilson dari Bell Laboratories pada 1965 menjadi bukti krusial dalam menetapkan teori big bang sebagai teori kosmologi yang unggul. Teori big bang juga menjelaskan keberlimpahan hidrogen, helium, dan unsur-unsur lain di alam semesta.

Sambil mengembangkan teori ini, para penyelidik menemukan persoalan rumit. Contoh, teori big bang standar, bergandengan dengan teori partikel unsur modern, memprediksi eksistensi banyak partikel-partikel superberat pengangkut muatan magnet—yakni, objek-objek yang memiliki satu kutub magnet saja. Monokutub-monokutub magnet ini memiliki massa tipikal 1016 kali massa proton, atau sekitar 0.00001 miligram. Menurut teori big bang standar, monokutub semestinya muncul di awal evolusi alam semesta dan semestinya kini seberlimpah proton. Dengan begitu, densitas rata-rata materi di alam semesta akan sekitar 15 orde magnitudo lebih besar dari harga sekarang, yang sekitar 10-29 gram/cm3.

Ini dan teka-teki lainnya memaksa fisikawan lebih mencermati asumsi-asumsi pokok yang mendasari teori kosmologi standar. Dan kita mendapati banyak yang mencurigakan. Saya akan mengulas enam asumsi tersulit. Persoalan pertama, dan utama, adalah eksistensi big bang. Kita mungkin penasaran, “Ada apa sebelum itu?” Jika ruangwaktu tidak eksis saat itu, bagaimana bisa segalanya muncul dari ketiadaan? Apa yang muncul pertama kali: alam semesta ataukah hukum yang menentukan evolusinya? Menjelaskan singularitas awal ini—di mana dan kapan semua itu dimulai—masih menjadi persoalan terbandel dalam kosmologi modern.

Persoalan kedua adalah keflatan ruang. Relativitas umum mengindikasikan bahwa ruang mungkin sangat melengkung, dengan radius tipikal kira-kira panjang Planck, atau 10-33 centimeter. Namun, kita tahu alam semesta kita nyaris flat pada skala 1028 centimeter, radius wilayah alam semesta teramati. Hasil observasi kita ini berselisih lebih dari 60 ordo magnitudo dengan dugaan teoritis.

Selisih serupa lainnya antara teori dan observasi adalah berkenaan dengan ukuran alam semesta. Pemeriksaan kosmologis menunjukkan wilayah alam semesta kita mengandung sekurangnya 1088 partikel unsur. Tapi mengapa alam semesta begitu besar? Jika kita menerima alam semesta berukuran awal tipikal yang ditetapkan panjang Planck dan densitas awal tipikal yang setara dengan densitas Planck, maka, menggunakan teori big bang standar, kita dapat mengkalkulasi berapa banyak partikel unsur yang diliputi oleh alam semesta demikian. Jawabannya agak tak terduga: keseluruhan alam semesta semestinya hanya cukup untuk menampung satu partikel unsur saja—atau paling banter sepuluh. Ia bahkan tak mampu menampung satu pembaca Scientific American, yang tersusun dari sekitar 1029 partikel unsur. Jelas, ada yang salah dengan teori ini.

Persoalan keempat berkenaan dengan penentuan waktu perluasan. Dalam bentuk standarnya, teori big bang berasumsi semua wilayah alam semesta dahulu mulai mengembang secara serentak. Tapi bagaimana bisa semua wilayah alam semesta yang berbeda-beda mensinkronkan awal perluasan mereka? Siapa yang memberi komando?

Kelima, persoalan distribusi materi di alam semesta. Pada skala amat besar, materi tersebar dengan keseragaman luar biasa. Di atas jarak 10 miliar tahun-cahaya, distribusinya menyimpang dari homogenitas sempurna [dengan selisih] sebesar kurang dari 1 bagian dalam 10.000. Untuk waktu lama, tak seorang pun paham mengapa alam semesta begitu homogen. Tapi orang-orang yang tak paham terkadang memiliki prinsip. Salah satu batu landasan kosmologi standar adalah “prinsip kosmologis”, yang menegaskan bahwa alam semesta pasti homogen. Namun asumsi ini tidak banyak membantu, sebab alam semesta memasukkan penyimpangan penting dari homogenitas, yakni, bintang-bintang, galaksi-galaksi, dan gumpalan materi lain. Karenanya, kita harus menjelaskan mengapa alam semesta begitu seragam pada skala besar dan pada saat yang sama mengusulkan suatu mekanisme yang menghasilkan galaksi.

Terakhir, saya menyebutnya persoalan keunikan. Albert Einstein menangkap esensinya ketika dia berkata: “Yang sungguh menarik perhatian saya adalah apakah Tuhan punya pilihan dalam menciptakan dunia.” Memang, perubahan sedikit saja pada konstanta fisikal alam bisa membuat alam semesta terhampar dengan cara berbeda sama sekali. Contoh, banyak teori partikel unsur populer berasumsi ruangwaktu mulanya memiliki lebih dari empat dimensi (tiga dimensi ruang dan satu dimensi waktu). Dalam rangka merekonsiliasi kalkulasi teoritis dengan dunia fisik yang kita tinggali, model-model ini menyatakan dimensi-dimensi tambahan tersebut telah “terkompaktifikasi”, atau menyusut ke ukuran kecil dan tersembunyi. Tapi kita mungkin penasaran mengapa kompaktifikasi berhenti pada empat dimensi, tidak dua atau lima.

Lebih jauh, cara tergulungnya dimensi-dimensi lain itu sangat signifikan, sebab menentukan harga konstanta alam dan massa partikel. Menurut beberapa teori, kompaktifikasi dapat terjadi dalam miliaran cara berbeda. Beberapa tahun silam akan terasa sia-sia jika kita bertanya mengapa ruangwaktu memiliki empat dimensi, mengapa konstanta gravitasi begitu kecil, atau mengapa proton hampir 2.000 kali lebih berat daripada elektron. Kini perkembangan fisika partikel unsur menjadikan jawaban pertanyaan-pertanyaan ini sangat krusial dalam memahami konstruksi dunia kita.

Semua persoalan ini (dan persoalan lain yang belum saya kemukakan) amat membingungkan. Itulah sebabnya mendesak sekali teka-teki ini bisa dipecahkan dalam konteks teori alam semesta berinflasi yang mereproduksi diri.

Fitur dasar skenario inflasi berakar dalam fisika partikel unsur. Jadi saya ingin mengajak Anda berwisata singkat ke alam ini—khususnya, teori terpadu interaksi lemah dan elektromagnetik. Kedua gaya ini mengerahkan diri melalui partikel. Photon memperantarai gaya elektromagnetik, sedangkan partikel W dan Z bertanggungjawab atas gaya lemah. Tapi sementara photon tak memiliki massa, partikel W dan Z amat berat. Untuk menyatukan interaksi lemah dan elektromagnetik, terlepas dari adanya perbedaan gamblang antara photon dan partikel W dan Z, fisikawan memperkenalkan apa yang disebut medan skalar.

Walaupun medan-medan skalar bukan bagian kehidupan harian, terdapat analogi yang familiar. Yakni potensi elektrostatik—voltase pada sirkuit adalah contohnya. Medan-medan listrik hanya muncul jika potensi ini tak seimbang/tak rata, seperti antara kutub-kutub baterai atau jika potensinya berubah seiring waktu. Jika keseluruhan alam semesta memiliki potensi elektrostatik yang sama, katakanlah 110 volt, maka tiada seorangpun akan merasakannya; potensi ini akan seperti status vakum lainnya. Demikian halnya, medan skalar konstan mirip vakum; kita tidak melihatnya seimbang sekalipun kita dikelilingi olehnya.

Medan-medan skalar ini memenuhi alam semesta dan menandai kehadiran mereka dengan mempengaruhi atribut partikel unsur. Jika sebuah medan skalar berinteraksi dengan partikel W dan Z, mereka menjadi berat. Partikel yang tidak berinteraksi dengan medan skalar, seperti photon, tetap ringan.

Oleh karenanya, untuk menggambarkan fisika partikel unsur, fisikawan mengawali dengan sebuah teori di mana semua partikel mulanya ringan dan di mana tak ada perbedaan fundamental antara interaksi lemah dan elektromagnetik. Perbedaan ini hanya timbul kemudian, ketika alam semesta mengembang dan dipenuhi berbagai medan skalar. Proses pemisahan gaya-gaya fundamental disebut kerusakan kesimetrian (symmetry breaking). Harga medan skalar yang muncul di alam semesta ditentukan oleh posisi minimum energi potensialnya.

Medan-medan skalar memainkan peran krusial dalam kosmologi serta fisika partikel. Mereka menyediakan mekanisme yang menghasilkan inflasi pesat alam semesta. Bahkan, menurut relativitas umum, alam semesta mengembang dengan laju yang (kurang-lebih) berbanding lurus dengan akar kuadrat densitasnya. Seandainya alam semesta dipenuhi materi biasa, maka densitasnya akan berkurang pesat selagi alam semesta mengembang. Karenanya, perluasan alam semesta akan melambat pesat seraya densitasnya berkurang. Tapi berkat ekuivalensi massa dan energi yang ditetapkan oleh Einstein, energi potensial medan skalar juga berkontribusi pada perluasan. Dalam kasus tertentu, energi ini berkurang jauh lebih lambat daripada densitas materi biasa.

Persistensi energi ini dapat membawa pada tahap perluasan amat pesat, atau inflasi, alam semesta. Kemungkinan ini muncul sekalipun kita mempertimbangkan teori medan skalar versi paling sederhana. Dalam versi ini, energi potensial mencapai [harga] minimum pada titik di mana medan skalar menghilang. Dalam kasus ini, semakin besar medan skalarnya, semakin besar energi potensialnya. Menurut teori gravitasi Einstein, energi medan skalar pasti telah menyebabkan alam semesta mengembang sangat pesat. Perluasan melambat ketika medan skalar mencapai [harga] minimum energi potensialnya.

Satu cara untuk membayangkan situasi ini adalah dengan membayangkan sebuah bola menggelinding menyusuri mangkuk besar [lihat ilustrasi di bawah]. Dasar mangkuk melambangkan [harga] minimum energi. Posisi bola ekuivalen dengan harga medan skalar. Tentu saja, persamaan-persamaan yang menggambarkan gerakan medan skalar di alam semesta mengembang lebih rumit daripada persamaan untuk bola di mangkuk hampa. Persamaan gerakan medan skalar memuat suku tambahan yang ekuivalen dengan friksi, atau kekentalan. Friksi ini sama dengan sirop gula dalam mangkuk. Kekentalan cairan ini tergantung pada energi medan: semakin tinggi [posisi] bola di mangkuk, semakin kental cairannya. Karenanya, jika mulanya medan amat besar, energi jatuh amat lambat.

Medan skalar di alam semesta berinflasi dapat dimodelkan sebagai sebuah bola yang menggelinding menuruni sisi mangkuk. Bibir mangkuk ekuivalen dengan densitas Planck alam semesta, di atasnya terdapat “buih” ruang-waktu, sekawasan fluktuasi-fluktuasi quantum kuat. Di bawah bibir (hijau), fluktuasinya lemah tapi masih dapat menjamin reproduksi diri alam semesta. Jika bola tinggal di dalam mangkuk, ia bergerak ke kawasan yang kurang energetik (oranye), di mana ia meluncur sangat lambat. Inflasi berakhir begitu bola mendekati harga minimum energi (ungu), di mana ia terhuyung-huyung dan memanaskan alam semesta.

Evolusi alam semesta dalam skenario inflasi chaos dan teori big bang standar tidaklah sama. Inflasi meningkatkan ukuran alam semesta sebesar 10 pangkat 10 pangkat 12, sampai bagian-bagian sekecil 10-33 centimeter (panjang Planck) pun melebihi radius alam semesta teramati, atau 1028. Inflasi juga memprediksi bahwa ruang sebagian besar berbentuk flat, di mana garis-garis sejajar tetap “sejajar”. (Garis-garis sejajar di alam semesta tertutup akan berpotongan/bersilangan; di alam semesta terbuka, mereka akhirnya bercabang.) Sebaliknya, perluasan awal big bang meningkatkan alam semesta ukuran Planck menjadi hanya 0,001 centimeter dan menghasilkan prediksi berbeda mengenai geometri ruang.

Melempemnya kejatuhan energi di medan skalar memiliki implikasi krusial pada laju perluasan. Kemerosotannya begitu bertahap sehingga energi potensial medan skalar tetap nyaris konstan selagi alam semesta mengembang. Perilaku ini kontras dengan perilaku materi biasa, yang densitasnya berkurang pesat di alam semesta mengembang. Berkat energi besar medan skalar, alam semesta terus mengembang dengan kecepatan jauh lebih besar daripada yang diprediksi oleh teori-teori kosmologi pra-inflasi. Ukuran alam semesta dengan rezim ini tumbuh secara eksponensial.

Tahap inflasi pesat, eksponensial, dan mempertahankan diri ini tidak berlangsung lama. Durasinya hanya 10-35 detik. Begitu energi medan merosot, kekentalan nyaris menghilang, dan inflasi berakhir. Seperti bola saat mencapai dasar mangkuk, medan skalar mulai berosilasi hampir pada [harga] minimum energi potensialnya. Sementara berosilasi, medan skalar kehilangan energi, melepaskannya dalam bentuk partikel unsur. Partikel-partikel ini berinteraksi satu sama lain dan akhirnya menetap pada suatu temperatur kesetimbangan. Mulai dari sini, teori big bang standar bisa menggambarkan evolusi alam semesta.

Perbedaan utama antara teori inflasi dan kosmologi lama menjadi gamblang ketika kita mengkalkulasi ukuran alam semesta di akhir inflasi. Meskipun alam semesta di awal inflasi hanya sekecil 10-33 centimeter, setelah 10-35 detik inflasi domain ini mendapatkan ukuran bukan main. Menurut beberapa model inflasi, ukuran dalam centimeter ini bisa setara dengan 10 pangkat 10 pangkat 12—yakni, angka 1 diikuti oleh setriliun 0. Bilangan ini tergantung pada model yang digunakan, tapi dalam banyak versi, ukuran ini berordo-ordo magnitudo lebih besar daripada ukuran alam semesta teramati, atau 1028 centimeter.

Semburan raksasa ini segera memecahkan sebagian besar persoalan teori kosmologi lama. Alam semesta kita rupanya lembut dan seragam karena seluruh ketidakhomogenan diregangkan 10 pangkat 10 pangkat 12 kali lipat. Densitas monokutub purba dan “cacat-cacat” lain yang tak diinginkan menipis secara eksponensial. (Belakangan kita menemukan bahwa monokutub-monokutub sendiri mungkin berinflasi dan karenanya mendorong mereka secara efektif keluar alam semesta teramati.) Alam semesta telah menjadi begitu besar sehingga sekarang kita hanya bisa melihat sebagian kecilnya. Itulah alasannya, persis seperti area kecil pada permukaan balon menggembung besar, bagian [alam semesta] kita tampak flat. Itulah alasannya kita tak perlu bersikukuh bahwa semua bagian alam semesta mulai mengembang secara serentak. Satu domain berukuran terkecil 10-33 centimeter sudah lebih dari cukup untuk menghasilkan segala sesuatu yang kita saksikan sekarang.

Teori inflasi tidak selalu sederhana secara konseptual. Upaya-upaya untuk memperoleh tahapan perluasan eksponensial alam semesta memiliki sejarah panjang. Sayangnya, gara-gara hambatan politik, sejarah ini dikenal secara parsial saja oleh pembaca Amerika.

Versi realistik pertama teori inflasi muncul pada 1979 dari Alexei A. Starobinsky dari L.D. Landau Institute of Theoretical Physics di Moskow. Model Starobinsky menimbulkan sensasi di kalangan astrofisikawan Rusia, dan selama dua tahun model itu terus menjadi topik diskusi utama di semua konferensi kosmologi di Uni Soviet. Namun, modelnya agak rumit (ia didasarkan pada teori anomali dalam gravitasi quantum) dan tidak berbicara banyak tentang bagaimana sebetulnya inflasi berawal.

Pada 1981, Alan H. Guth dari Massachusetts Institute of Technology menyatakan alam semesta panas pada suatu tahap menengah bisa mengembang secara eksponensial. Modelnya berasal dari sebuah teori yang menafsirkan perkembangan alam semesta awal sebagai serangkaian transisi fase. Teori ini diajukan pada 1972 oleh David A. Kirzhnits dan saya di P.N. Lebedev Physics Institute di Moskow. Menurut ide ini, seraya alam semesta mengembang dan mendingin, ia berkondensasi menjadi berbagai bentuk. Uap air mengalami transisi fase semacam itu. Selagi mendingin, uap air berkondensasi menjadi air, yang, jika pendinginan berlanjut, kemudian menjadi es.

Ide Guth diperlukan agar inflasi terjadi ketika alam semesta berstatus tak stabil dan superdingin. Superdingin lazim terjadi selama transisi fase; contoh, air di bawah kondisi yang tepat tetap cair di bawah nol derajat Celcius. Tentu saja, air superdingin pada akhirnya membeku. Peristiwa itu ekuivalen dengan akhir periode inflasi. Ide penggunaan superdingin untuk memecahkan banyak persoalan teori big bang sangat menarik. Sayangnya, sebagaimana diuraikan Guth sendiri, alam semesta pasca-inflasi dalam skenarionya menjadi amat tidak homogen. Setelah menyelidiki modelnya selama setahun, dia akhirnya membuangnya dalam sebuah makalah yang ditulisnya bersama Erick J. Weinberg dari Universitas Columbia.

Pada 1982, saya memperkenalkan apa yang dinamakan skenario alam semesta berinflasi baru, yang juga kemudian ditemukan oleh Anderas Albrecht dan Paul J. Steinhardt dari Universitas Pennsylvania [lihat “The Inflationary Universe”, tulisan Alan H. Guth dan Paul J. Steinhardt, Scientific American, Mei 1984]. Skenario ini tidak menghiraukan persoalan utama model Guth. Tapi ia masih agak rumit dan sangat tidak realistik.

Baru setahun kemudian saya menyadari bahwa inflasi merupakan fitur yang muncul secara alami dalam banyak teori partikel unsur, termasuk model medan skalar paling sederhana yang dibahas di atas. Tak ada keharusan akan efek-efek gravitasi quantum, transisi fase, superdingin, atau bahkan asumsi standar bahwa alam semesta berawal panas. Kita cukup pertimbangkan semua jenis dan harga medan skalar di alam semesta awal lalu mengecek apakah salah satu darinya membawa pada inflasi. Tempat-tempat di mana inflasi tidak terjadi tetaplah kecil. Domain-domain di mana inflasi berlangsung menjadi besar secara eksponensial dan mendominasi volume total alam semesta. Karena medan-medan skalar dapat memangku harga sembarang di alam semesta awal, saya menyebutnya skenario inflasi chaos.

Dalam banyak hal, inflasi chaos begitu sederhana, sehingga mengherankan mengapa ide ini tak ditemukan lebih awal. Saya pikir alasannya murni psikologis. Kesuksesan gemilang teori big bang menghipnotis para kosmolog. Kita berasumsi keseluruhan alam semesta tercipta pada momen yang sama, bahwa mulanya ia panas, dan bahwa medan skalar sejak awal hampir berada pada [harga] minimum energi potensialnya. Begitu mengendurkan asumsi-asumsi ini, kita segera menemukan inflasi bukanlah fenomena eksotis yang dimintai bantuan oleh para teoris untuk memecahkan persoalan mereka. Ia adalah rezim umum yang terdapat pada bermacam-macam golongan teori partikel unsur.

Di Hari ke Delapan…

Teori kosmologi baru ini sangat tak biasa dan wajar saja sulit dibayangkan. Salah satu alasan utama popularitas skenario big bang lama adalah, membayangkan alam semesta sebagai balon yang mengembang ke segala arah relatif mudah. Jauh lebih sulit memahami sturuktur alam semesta fraktal yang mereplikasi diri secara abadi. Simulasi komputer dapat membantu hingga taraf tertentu. Di sini saya akan menggambarkan sebagian simulasi tersebut, yang saya lakukan bersama putera saya, Dmitri, kini mahasiswa di California Institute of Technology.

Kami memulai simulasi dengan sebuah irisan dua-dimensi alam semesta yang diisi satu medan skalar nyaris homogen. Kami mengkalkulasi bagaimana medan skalar tersebut berubah di tiap titik domain kita setelah dimulainya inflasi. Lalu kami tambahkan pada hasil ini gelombang-gelombang sinusoid, ekuivalen dengan fluktuasi quantum yang membeku.

Dengan terus-menerus menerapkan prosedur ini, kami memperoleh sekuens angka yang menunjukkan distribusi medan skalar di alam semesta berinflasi. (Untuk tujuan tampilan, komputer menyusutkan citra asli, tidak memperluas domain-domain berinflasi.) Citra-citra mengungkap bahwa di bagian utama domain asli, medan skalar lambat-laun berkurang [lihat ilustrasi di bawah]. Kita hidup di bagian demikian di alam semesta. Gelombang-gelombang kecil yang terbeku di bagian atas medan yang nyaris homogen akhirnya melahirkan perturbasi pada temperatur radiasi latar yang ditemukan oleh satelit Cosmic Background Explorer. Bagian-bagian lain gambar memperlihatkan tumbuhnya gunung-gunung, yang ekuivalen dengan densitas energi besar yang membawa pada inflasi amat pesat. Karenanya, kita bisa menafsirkan tiap puncak sebagai “big bang” baru yang menciptakan “alam semesta” berinflasi.

Evolusi medan skalar menghasilkan banyak domain berinflasi, sebagaimana terungkap dalam sekuens citra komputer ini. Di kebanyakan bagian alam semesta, medan skalar berkurang (dilambangkan sebagai penurunan tanah dan lembah).
Di tempat lain, fluktuasi quantum menyebabkan medan skalar tumbuh. Di tempat-tempat tersebut, dilambangkan sebagai puncak, alam semesta mengembang pesat, membawa pada terbentuknya kawasan-kawasan berinflasi. Kita hidup di salah satu lembah itu, di mana ruang tak lagi berinflasi.

Sifat fraktal alam semesta semakin nyata setelah kami tambahkan satu medan skalar. Yang lebih menarik, kami mempertimbangkan sebuah teori di mana energi potensial medan ini memiliki tiga harga minimum berlainan, dilambangkan sebagai warna berlainan [lihat ilustrasi di bawah]. Di sebuah irisan dua-dimensi alam semesta, warna-warna dekat puncak-puncak gunung berubah sepanjang waktu, mengindikasi medan skalar tersebut sedang melompat pesat dari satu harga minimum energi ke harga minimum lainnya. Hukum fisika di sana belum tetap. Tapi di lembah-lembah, di mana laju perluasannya lambat, warna-warna tak lagi berfluktuasi. Kita hidup di salah satu domain semacam itu. Domain-domain lain amat jauh dari kita. Atribut-atribut partikel unsur dan hukum interaksi mereka berbeda jika kita menyeberang dari satu domain ke domain lain—kita mesti berpikir dua kali sebelum berbuat demikian.

Alam semesta mereproduksi diri dalam simulasi komputer terdiri dari domain-domain besar secara eksponensial, yang masing-masingnya memiliki hukum fisika berbeda (dilambangkan dengan warna). Puncak-puncak tajam merupakan “big bang” baru; ketinggian mereka ekuivalen dengan densitas energi alam semesta di sana. Di bagian atas puncak, warna-warna berfluktuasi pesat, mengindikasi hukum fisika di sana belum tetap. Mereka hanya menjadi tetap di lembah-lembah, yang salah satunya ekuivalen dengan jenis alam semesta yang kita tinggali sekarang.

 

Dalam set angka lain, kami menjelajahi sifat alam semesta berinflasi mirip fraktal sesuai dengan sebuah teori partikel unsur lain. Menggambarkan makna fisikal citra-citra ini lebih sulit. Pola warna aneh (gambar bawah kesatu] ekuivalen dengan distribusi energi dalam teori axion (sejenis medan skalar). Kami menyebutnya alam semesta Kandinsky, dinamai dengan nama seniman abstraksionis Rusia yang terkenal. Dipandang dari perspektif berbeda, hasil simulasi kami terkadang terlihat seperti bintang-bintang meledak [gambar bawah kedua].

Alam semesta Kandinsky
“Ledakan” medan skalar

Kami menjalankan rangkaian pertama simulasi kami beberapa tahun silam setelah membujuk Silicon Graphics di Los Angeles untuk meminjami kami salah satu komputer tercanggih mereka selama seminggu. Penyetelan simulasi merupakan pekerjaan yang sulit, dan baru di hari ke tujuh kami menyelesaikan rangkaian pertama kalkulasi kami dan untuk pertama kalinya melihat semua gunung-gunung yang tumbuh ini yang melambangkan domain-domain berinflasi. Kami mampu terbang di antara mereka dan menikmati pemandangan alam semesta pada momen-momen pertama penciptaan. Kami menatap layar berkilau, dan kami bahagia—kami melihat bahwa alam semesta memang indah! Tapi pekerjaan kami tidak berlangsung lama. Di hari ke delapan kami mengembalikan komputernya, dan hard drive berukuran gigabyte pada mesin ini mengalami crash, membawa pergi alam semesta yang telah kami ciptakan.

Sekarang kami melanjutkan studi menggunakan metode berbeda (dan komputer Graphic Silicon berbeda). Tapi kami bisa memainkan permainan yang lebih menarik lagi. Ketimbang menyaksikan alam semesta pada layar komputer, kami mungkin dapat mencoba menciptakan alam semesta di laboratorium. Gagasan semacam ini sebetulnya amat spekulatif. Tapi beberapa orang (termasuk saya dan Alan H. Guth) tak ingin membuang kemungkinan ini sama sekali. Kami harus memampatkan suatu materi sedemikian rupa agar memungkinkan fluktuasi-fluktuasi quantum memicu inflasi. Estimasi sederhana dalam konteks skenario inflasi chaos mengindikasikan bahwa kurang dari satu miligram materi dapat menginisiasi alam semesta kekal yang mereproduksi diri.

Kami masih belum tahu apakah proses ini mungkin terjadi. Teori fluktuasi quantum yang dapat mengarah pada alam semesta baru amatlah rumit. Dan sekalipun memungkinkan untuk “memanggang” alam semesta baru, apa yang akan kita perbuat dengannya? Bisakah kita mengirim pesan ke penghuninya yang menganggap alam semesta mikroskopis mereka besar, sebagaimana kita menganggap alam semesta kita besar? Mungkinkah alam semesta kita diciptakan oleh seorang fisikawan-hacker? Suatu hari nanti kita mungkin temukan jawabannya.

Terlalu mudah jika peregangan pesat alam semesta dapat secara sekaligus memecahkan banyak persoalan kosmologis. Bahkan, jika semua ketidakhomogenan teregangkan, bagaimana galaksi-galaksi terbentuk? Jawabannya, sambil menghilangkan ketidakhomogenan yang ada sebelumnya, inflasi pada saat yang sama membuat ketidakhomogenan baru.

Ketidakhomogenan ini timbul dari efek-efek quantum. Menurut mekanika quantum, ruang hampa tidak sepenuhnya hampa. Kevakuman dipenuhi dengan fluktuasi-fluktuasi quantum kecil. Fluktuasi ini bisa dianggap sebagai gelombang, atau undulasi di medan fisikal. Gelombang tersebut memiliki semua kemungkinan [harga] panjang gelombang dan bergerak ke segala arah. Kita tak dapat mendeteksi gelombang-gelombang ini, karena mereka hidup singkat dan mikroskopis.

Di alam semesta berinflasi, struktur vakum menjadi lebih rumit lagi. Inflasi dengan pesat meregangkan gelombang-gelombang. Begitu panjang gelombang mereka cukup besar, undulasi mulai “merasakan” kelengkungan alam semesta. Pada momen ini, mereka berhenti bergerak gara-gara kekentalan medan skalar (ingat, persamaan yang menggambarkan medan ini memuat suku friksi).

Fluktuasi-fluktuasi pertama yang membeku adalah fluktuasi yang memiliki panjang gelombang besar. Selagi alam semesta terus mengembang, fluktuasi baru menjadi teregangkan dan membeku di atas gelombang beku lain. Pada tahap ini, kita tak bisa lagi menyebut gelombang-gelombang ini sebagai fluktuasi quantum. Sebagian besar dari mereka memiliki panjang gelombang amat besar. Karena gelombang-gelombang ini tidak bergerak dan tidak menghilang, mereka menaikkan harga medan skalar di beberapa area dan menurunkannya di area lain, dengan demikian menghasilkan ketidakhomogenan. Disturbansi pada medan skalar ini menimbulkan perturbasi densitas di alam semesta yang krusial bagi pembentukan galaksi sesudahnya.

Selain menjelaskan banyak fitur dunia kita, teori inflasi membuat beberapa prediksi penting dan dapat diuji. Pertama, inflasi memprediksi alam semesta semestinya amat flat. Keflatan alam semesta bisa diverifikasi secara eksperimen, sebab densitas alam semesta flat berkaitan secara sederhana dengan kecepatan perluasannya. Sejauh ini data observasi konsisten dengan prediksi ini.

Prediksi lain yang dapat diuji berkaitan dengan perturbasi densitas yang dihasilkan selama inflasi. Perturbasi-perturbasi densitas ini mempengaruhi materi di alam semesta. Lebih jauh, mereka mungkin diiringi oleh gelombang gravitasi. Perturbasi densitas maupun gelombang gravitasi membuat jejak pada radiasi gelombang mikro latar. Mereka membuat temperatur radiasi ini sedikit berlainan di berbagai tempat di langit. Ketidakseragaman inilah persis yang ditemukan dua tahun lalu oleh satelit Cosmic Background Explorer (COBE), temuan yang kemudian dikonfirmasi oleh beberapa eksperimen lain.

Walapun temuan COBE selaras dengan prediksi inflasi, terlalu dini untuk menyatakan COBE telah mengkonfirmasi teori inflasi. Tapi memang benar bahwa hasil yang diperoleh satelit tersebut dengan tingkat presisinya yang mutakhir bisa saja sudah menyanggah sebagian besar model inflasi, dan itu tidak terjadi. Saat ini, tak ada teori lain yang mampu serentak menjelaskan mengapa alam semesta begitu homogen dan memprediksi “riakan di ruang” yang ditemukan oleh COBE.

Meski demikian, kita mesti tetap berpikiran terbuka. Ada kemungkinan, suatu data observasi baru akan bertentangan dengan kosmologi inflasi. Contoh, jika observasi memberitahu kita bahwa densitas alam semesta lumayan berbeda dari densitas kritis, yang ekuivalen dengan alam semesta flat, kosmologi inflasi akan menghadapi tantangan nyata. (Kita mungkin bisa memecahkan persoalan ini jika muncul, tapi lumayan kompleks.)

Rintangan lain memiliki pangkal teoritis murni. Model-model inflasi didasarkan pada teori partikel unsur, dan teori ini sendiri belum tersusun lengkap. Beberapa versi (khususnya teori superstring) tidak otomotis membawa pada inflasi. Mengeluarkan inflasi dari model superstring mungkin memerlukan ide-ide baru. Kita mesti melanjutkan pencarian teori-teori kosmologi alternatif. Namun, banyak kosmolog percaya bahwa inflasi, atau sesuatu yang serupa dengannya, sangat esensial untuk membangun teori kosmologi konsisten. Teori inflasi sendiri berubah seiring pesatnya evolusi teori fisika partikel. Daftar model-model baru meliputi inflasi diperluas (extended inflation), inflasi alami, inflasi hibrid, dan banyak lainnya. Tiap-tiap model memiliki fitur unik yang dapat diuji melalui observasi dan eksperimen. Namun, sebagian besar didasarkan pada ide inflasi chaos.

Kita sampai pada bagian paling menarik dari cerita kita, pada teori alam semesta berinflasi yang mereproduksi diri dan eksis selamanya. Teori ini agak umum, tapi terasa menjanjikan dan menghasilkan konsekuensi paling dramatis dalam konteks skenario inflasi chaos.

Sebagaimana sudah saya kemukakan, kita dapat membayangkan fluktuasi-fluktuasi quantum medan skalar di alam semesta berinflasi sebagai gelombang. Mereka pertama-tama bergerak ke segala arah lalu membeku di atas satu sama lain. Tiap-tiap gelombang beku sedikit menaikkan medan skalar di beberapa bagian alam semesta dan menurunkannya di bagian lain.

Nah, pikirkan tempat-tempat tersebut di alam semesta di mana gelombang yang baru membeku ini terus-menerus menaikkan medan skalar. Kawasan semacam itu amat langka, tapi mereka betul-betul eksis. Dan mereka bisa amat penting. Domain-domain langka alam semesta tersebut, di mana medan skalar melompat cukup tinggi, mulai mengembang secara eksponensial dengan kecepatan terus meningkat. Semakin tinggi lompatan medan skalarnya, semakin cepat alam semesta mengembang. Tak lama kemudian domain-domain langka itu akan memperoleh volume jauh lebih besar daripada domain lain.

Bersama teori ini teriring pula bahwa jika alam semesta mengandung sekurangnya satu domain berinflasi berukuran cukup besar, ia mulai menghasilkan domain-domain berinflasi baru tanpa henti. Inflasi di setiap titik tertentu mungkin berakhir cepat, tapi banyak tempat lain akan terus mengembang. Volume total semua domain ini akan tumbuh tanpa akhir. Pada esensinya, sebuah alam semesta berinflasi menunaskan gelembung-gelembung berinflasi lain, yang pada gilirannya menghasilkan gelembung-gelembung berinflasi lain lagi [lihat ilustrasi di bawah].

Kosmos yang mereproduksi diri terlihat sebagai pencabangan gelembung berinflasi yang memanjang. Perubahan warna melambangkan “mutasi” pada hukum fisika dari alam semesta induk. Atribut ruang di tiap gelembung tidak bergantung pada waktu ketika gelembung terbentuk. Dalam pengertian ini, alam semesta secara keseluruhan mungkin tak berubah, sungguhpun interior setiap gelembung digambarkan oleh teori big bang.

 

Proses ini, yang saya sebut inflasi kekal, terus berlanjut sebagai reaksi berantai, menghasilkan pola alam-alam semesta mirip fraktal. Dalam skenario ini, alam semesta secara keseluruhan adalah abadi. Setiap bagian tertentu alam semesta mungkin berasal dari singularitas di suatu tempat di masa lampau, dan itu berakhir dalam singularitas di suatu tempat di masa depan. Namun, tak ada akhir untuk evolusi keseluruhan alam semesta.

Situasi di mana terdapat permulaan masih kurang pasti. Ada peluang bahwa semua bagian alam semesta tercipta secara serentak dalam singularitas big bang awal. Namun kebutuhan akan asumsi ini tak lagi nyata. Lebih jauh, jumlah total gelembung inflasi di “pohon kosmik” kita tumbuh secara eksponensial seiring waktu. Karenanya, sebagian besar gelembung (termasuk bagian alam semesta kita) semakin menjauh tak terbatas dari batang pohon ini. Walaupun skenario ini menjadikan eksistensi big bang awal nyaris tak relevan, untuk segala macam kegunaan, kita bisa mempertimbangkan momen pembentukan setiap gelembung berinflasi sebagai “big bang” baru. Dari perspektif ini, inflasi bukanlah bagian dari teori big bang, sebagaimana anggapan kita 15 tahun lalu. Sebaliknya, big bang adalah bagian dari model inflasi.

Dalam memikirkan proses reproduksi alam semesta, kita bisa menghindari menarik analogi-analogi, betapapun cuma luarannya. Kita mungkin bertanya-tanya, “Bukankah proses ini serupa dengan yang terjadi pada kita semua?” Beberapa tahun silam kita dilahirkan. Pada akhirnya kita akan mati, dan seluruh alam pikiran, perasaan, dan ingatan kita akan menghilang. Tapi ada orang-orang yang hidup sebelum kita, akan ada orang-orang yang hidup sesudah kita, dan umat manusia secara keseluruhan, jika cukup cerdik, mungkin dapat hidup untuk waktu lama.

Teori inflasi mengindikasikan bahwa proses serupa mungkin terjadi pada alam semesta. Kita dapat menarik suatu optimisme dengan mengetahui bahwa sekalipun peradaban kita mati, akan ada tempat-tempat lain di alam semesta di mana kehidupan akan muncul lagi dan lagi, dalam segala kemungkinan bentuknya.

Mungkinkah materi menjadi lebih mengherankan lagi? Jawabannya ya. Sampai sekarang, kita telah mempertimbangkan model inflasi paling sederhana dengan satu medan skalar saja, yang hanya memiliki satu [harga] minimum energi potensialnya. Sementara itu, model-model realistik partikel unsur mengajukan banyak jenis medan skalar. Contoh, dalam teori-teori terpadu interaksi lemah, kuat, dan elektromagnetik, sekurangnya ada dua medan skalar lain. Energi potensial medan-medan skalar ini mungkin memiliki beberapa [harga] minimum berbeda. Kondisi ini mengandung arti bahwa teori tersebut mungkin memiliki “status-status vakum” berbeda, ekuivalen dengan berbagai tipe kerusakan kesimetrian antara interaksi-interaksi fundamendal dan, akibatnya, ekuivalen dengan berbagai hukum fisika energi rendah. (Interaksi partikel pada energi amat tinggi tidak bergantung pada kerusakan kesimeterian.)

Kompleksitas semacam itu di medan skalar mengandung arti bahwa setelah inflasi, alam semesta mungkin terbagi menjadi domain-domain besar secara eksponensial yang hukum fisika energi rendahnya berlainan. Camkan, keterbagian ini terjadi sekalipun seluruh keseluruhan alam semesta bermula dalam status yang sama, ekuivalen dengan satu [harga] minimum energi potensial. Bahkan, fluktuasi-fluktuasi quantum besar dapat menyebabkan medan-medan skalar melompat dari [harga] minimumnya. Dengan kata lain, mereka menggoncangkan sebagian bola keluar dari mangkuknya dan memasuki mangkuk lain. Tiap-tiap mangkuk ekuivalen dengan hukum-hukum alternatif interaksi partikel. Dalam beberapa model inflasi, fluktuasi quantum begitu kuat sampai-sampai jumlah dimensi ruang dan waktu bisa berubah.

Jika model ini benar, maka fisika semata tidak dapat menyediakan penjelasan lengkap atas semua atribut jatah alam semesta kita. Teori fisika yang sama mungkin menghasilkan bagian-bagian besar alam semesta yang memiliki atribut beragam. Menurut skenario ini, kita mendapati diri kita berada di dalam domain empat-dimensi beserta jenis hukum fisika kita, bukan lantaran domain-domain berdimensionalitas lain dan beratribut lain adalah mustahil atau tidak probabel tapi karena jenis kehidupan kita tidak mampu eksis di domain lain.

Apakah ini berarti bahwa untuk memahami semua atribut kawasan alam semesta kita diperlukan, selain pengetahuan fisika, penyelidikan mendalam terhadap sifat kita sendiri, bahkan barangkali sifat kesadaran kita? Ini tentu kesimpulan paling tak terduga yang bisa kita tarik dari perkembangan mutakhir dalam kosmologi inflasi.

Evolusi teori inflasi telah melahirkan paradigma kosmologi yang sama sekali baru, yang lumayan berbeda dari teori big bang dan bahkan dari versi-versi pertama skenario inflasi. Di dalamnya, alam semesta terlihat chaos dan homogen, mengembang dan tak berubah. Rumah kosmik kita tumbuh, berfluktuasi, dan tiada henti mereproduksi dirinya dalam segala kemungkinan bentuk, seolah menyesuaikan diri untuk segala kemungkinan tipe kehidupan yang sanggup ditopangnya.

Beberapa bagian dari teori baru ini, kita harap, akan tetap bersama kita selama tahun-tahun mendatang. Banyak bagian lainnya harus dimodifikasi agar sesuai dengan data observasi baru dan sesuai dengan teori partikel unsur yang terus berubah. Namun, rupanya perkembangan kosmologi 15 tahun belakangan ini telah mengubah pemahaman kita, tanpa bisa dibalik lagi, tentang struktur dan nasib alam semesta kita dan kedudukan kita di dalamnya.

Penulis

Andrei Linde merupakan salah seorang pencetus teori inflasi. Setelah lulus dari Universitas Moskow, dia menerima Ph.D.-nya di P.N. Lebedev Physics Institute di Moskow, di mana dia mulai menyelidiki kaitan antara fisika partikel dan kosmologi. Dia menjadi profesor fisika di Universitas Stanford pada 1990. Dia tinggal di Stanford bersama isterinya, Renata Kallosh (juga profesor fisika di Stanford), dan kedua puteranya, Dmitri dan Alex. Selain berteori tentang kelahiran kosmos, Linde juga mencoba-coba ketangkasan panggung semisal sulap, akrobatik, dan hipnotis.

Bacaan Lebih Lanjut

  • Particle Physics and Inflationary Cosmology. Andrei Linde dalam Physics Today, Vol. 40, No. 9, hal. 61-68, September 1987.
  • The Fractal DImension of the Inflationary Universe. M. Aryal dan A. Vilenkin dalam Physics Letters B, Vol. 199, No. 3, hal. 351-357, 24 Desember 1987.
  • Inflation and Quantum Cosmology. Andrei Linde. Academic Press, 1990.
  • Particle Physics and Inflationary Cosmology. Andrei Linde. Harwood Academic Publishers, 1990.
  • From the Big Bang Theory to the Theory of a Stationary Universe. A. Linde, D. Linde, dan A. Mezhlumian dalam Physical Review D, Vol. 49, No. 4, hal. 1783-1826, Februari 1994.

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