Kosmologi adalah ilmu yang mempelajari struktur dan sejarah alam semesta berskala besar. Secara khusus, ilmu ini berhubungan dengan asal mula dan evolusi dari suatu subjek. Kosmologi dipelajari dalam astronomi, filosofi, dan agama. Lihat juga kosmogoni.

Kosmologi fisik

Ledakan Dahsyat

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

(Dialihkan dari Dentuman Dahsyat)

"Big Bang" beralih ke halaman ini. Untuk kegunaan lain dari Big Bang, lihat Big Bang (disambiguasi).

Menurut model ledakan dahsyat, alam semesta mengembang dari keadaan awal yang sangat padat dan panas dan terus mengembang sampai sekarang. Secara umum, pengembangan ruang semesta yang mengandung galaksi-galaksi dianalogikan seperti roti kismis yang mengembang. Gambar di atas merupakan gambaran konsep artis yang mengilustrasikan pengembangan salah satu bagian dari alam semesta rata.

Ledakan Dahsyat atau Dentuman Besar (bahasa Inggris: Big Bang) merupakan sebuah peristiwa yang menyebabkan pembentukan alam semesta, berdasarkan kajian kosmologi tentang bentuk awal dan perkembangan alam semesta (dikenal juga dengan Teori Ledakan Dahsyat atau Model Ledakan Dahysat). Berdasarkan pemodelan ledakan ini, alam semesta, awalnya dalam keadaan sangat panas dan padat yang mengembang pesat, secara terus menerus hingga hari ini. Berdasarkan pengukuran terbaik tahun 2009, keadaan awal alam semesta bermula sekitar 13,7 miliar tahun lalu,^[1]^[2] yang kemudian selalu menjadi rujukan sebagai waktu terjadinya Big Bang tersebut.^[3]^[4] Teori ini telah memberikan penjelasan paling komprehensif dan akurat yang didukung oleh metode ilmiah beserta pengamatan.^[5]^[6]

Adalah Georges Lemaître, seorang biarawan Katolik Roma Belgia, yang mengajukan teori ledakan dahsyat mengenai asal usul alam semesta, walaupun ia menyebutnya sebagai "hipotesis atom purba". Kerangka model teori ini bergantung pada relativitas umum Albert Einstein dan beberapa asumsi-asumsi sederhana, seperti homogenitas dan isotropi ruang. Persamaan yang mendeksripsikan teori ledakan dahsyat dirumuskan oleh Alexander Friedmann. Setelah Edwin Hubble pada tahun 1929 menemukan bahwa jarak bumi dengan galaksi yang sangat jauh umumnya berbanding lurus dengan geseran merahnya, sebagaimana yang disugesti oleh Lemaître pada tahun 1927, pengamatan ini dianggap mengindikasikan bahwa semua galaksi dan gugus bintang yang sangat jauh memiliki kecepatan tampak yang secara langsung menjauhi titik pandang kita: semakin jauh, semakin cepat kecepatan tampaknya.^[7]

Jika jarak antar gugus-gugus galaksi terus meningkat seperti yang terpantau sekarang, semuanya haruslah pernah berdekatan pada masa lalu. Gagasan ini secara rinci mengarahkan pada suatu keadaan massa jenis dan suhu yang sebelumnya sangat ekstrem.^[8]^[9]^[10] dan berbagai pemercepat partikel raksasa telah dibangun untuk percobaan dan menguji kondisi tersebut, yang menjadikan teori tersebut dapat konfirmasi dengan signifikan, walaupun pemercepat-pemercepat ini memiliki kemampuan yang terbatas untuk menyelidiki fisika partikel. Tanpa adanya bukti apapun yang berhubungan dengan pengembangan awal yang cepat, teori ledakan dahsyat tidak dan tidak dapat memberikan beberapa penjelasan seperti kondisi awal, melainkan mendeskripsikan dan menjelaskan perubahan umum alam semesta sejak pengembangan awal tersebut. Kelimpahan unsur-unsur ringan yang terpantau di seluruh kosmos sesuai dengan prediksi kalkulasi pembentukan unsur-unsur ringan melalui proses nuklir di dalam kondisi alam semesta yang mengembang dan mendingin pada awal beberapa menit kemunculan alam semesta sebagaimana yang diuraikan secara terperinci dan logis oleh nukleosintesis ledakan dahsyat.

Fred Hoyle mencetuskan istilah Big Bang pada sebuah siaran radio tahun 1949. Dilaporkan secara luas bahwa, Hoyle yang mendukung model kosmologis alternatif "keadaan tetap" bermaksud menggunakan istilah ini secara peyoratif, namun Hoyle secara eksplisit membantah hal ini dan mengatakan bahwa istilah ini hanyalah digunakan untuk menekankan perbedaan antara dua model kosmologis ini.^[11]^[12]^[13] Hoyle kemudian memberikan sumbangsih yang besar dalam usaha para fisikawan untuk memahami nukleosintesis bintang yang merupakan lintasan pembentukan unsur-unsur berat dari unsur-unsur ringan secara reaksi nuklir. Setelah penemuan radiasi latar mikrogelombang kosmis pada tahun 1964, kebanyakan ilmuwan mulai menerima bahwa beberapa skenario teori ledakan dahsyat haruslah pernah terjadi.

Prinsip kosmologi

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Prinsip kosmologi tidaklah benar-benar sebuah prisip, melainkan asumsi yang digunakan untuk membatasi dari begitu banyaknya teori kosmologi yang mungkin. Prinsip ini diturunkan dari pengamatan alam semesta dalam skala besar, dan menyatakan bahwa

Pada skala yang besar, alam semesta adalah homogen dan isotropik.

Dalam sudut pandang kosmologi, galaksi merupakan struktur yang sangat kecil di alam semesta. Bahkan kluster galaksi (yang dapat beranggotakan hingga ribuan galaksi) pun hanyalah sebuah fluktuasi kecil dalam hal kerapatan alam semesta. Dengan demikian, pada skala besar, alam semesta tampak memiliki kerapatan yang sama dimana pun kita berada. Pada skala ini kita tidak lagi memiliki acuan arah atau acuan tempat. Atau dengan kata lain, pada skala besar, alam semesta akan tampak sama di semua arah untuk pengamat yang berada di manapun, yang membuatnya nampak tidak terbatas luasnya. Prinsip ini konsisten dengan pengamatan dari Bumi. Berdasarkan pengamatan, prinsip tersebut menyatakan bahwa Bumi bukanlah tempat yang istimewa.

Hukum Hubble

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Hukum Hubble adalah salah satu hukum dalam astronomi yang menyatakan bahwa pergeseran merah dari cahaya yang datang dari galaksi yang jauh adalah sebanding dengan jaraknya. Hukum ini pertama kali dirumuskan oleh Edwin Hubble pada tahun 1929.

Jika kita menganggap bahwa pergeseran merah ini disebabkan oleh efek Doppler di mana galaksi menjauhi kita maka hal ini membawa kita pada suatu gambaran tentang alam semesta yang mengembang dan, dengan melakukan ekstrapolasi waktu ke belakang, kita sampai pada teori dentuman dahsyat atau Big Bang. Hubble membandingkan jarak ke galaksi dekat dengan pergeseran merah mereka, dan menemukan hubungan yang linear. Perkiraannya tentang suatu konstanta perbandingan ini dikenal dengan nama konstanta Hubble (dan sekarang juga dikenal sebagai "parameter Hubble" karena ternyata hal ini bukanlah sekedar konstanta, melainkan suatu parameter yang tergantung pada waktu yang menandakan perluasan alam semesta yang dipercepat), sebenarnya meleset dengan faktor 10. Lebih jauh lagi, jika seseoarang menggunakan pengamatan Hubble yang asli dan kemudian memakai jarak yang paling akurat dan kecepatan yang sekarang diketahui, ia akan memperoleh suatu grafik scatter plot yang acak tanpa hubungan yang jelas antara pergeseran merah dengan jarak. Sekalipun demikian, hubungan yang hampir linear antara pergeseran merah dan jarak dikuatkan oleh pengamatan setelah Hubble. Hukum ini dapat dinyatakan sebagai berikut:

v = H₀ D

di mana v adalah pergeseran merah, biasanya dinyatakan dalam km/s (kecepatan di mana galaksi menjauhi kita, untuk menghasilkan pergeseran merah ini melalui efek Doppler), H₀ adalah parameter Hubble (pada pengamat, seperti dilambangkan dengan indeks 0), dan D adalah jarak sekarang dari pengamat ke galaksi, yang diukur dalam mega parsec: Mpc.

Kita dapat menurunkan hukum Hubble secara matematis jika ia menganggap bahwa alam semesta mengembang (atau menyusut) dan menganggap bahwa alam semesta adalah homogeneous, yang berarti bahwa semua titik di dalamnya adalah sama.

Selama sebagian besar dari pertengahan kedua abad ke-20, nilai dari H₀ diperkirakan berada di antara 50 dan 90 km/s/Mpc. Nilai dari konstanta Hubble sudah merupakan topik kontroversi yang cukup lama dan pahit antara Gérard de Vaucouleurs yang menyatakan bahwa nilainya adalah 100 dan Allan Sandage yang menyatakan bahwa nilainya adalah 50. Proyek Hubble Key benar-benar melakukan perbaikan penting dalam menentukan nilai ini dan pada bulan Mei 2001 mempublikasikan perkiraanya sekitar 72+/-8 km/s/Mpc. Pada tahun 2003 satelit WMAP menyempurnakan lebih jauh menjadi 71+/-4, menggunakan cara yang sama sekali berbeda, berdasarkan pada pengukuran anisotropi pada radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Angka ini kemudian dikoreksi lagi pada Agustus 2006. Berdasarkan data dari Observatorium Sinar X Chandra (Chandra X-ray Observatory), nilai konstanta Hubble ditetapkan pada angka 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2.

Konstanta Hubble adalah "konstan" dalam arti bahwa konstanta ini dipercaya bisa dipakai untuk semua kecepatan dan jarak pada masa sekarang. Nilai dari H (yang biasa disebut sebagai parameter Hubble untuk membedakannya dengan nilai sekarang, konstanta Hubble) berkurang terhadap waktu. Jika kita menganggap bahwa semua galaksi mempertahankan kecepatannya relatif terhadap kita dan tidak mengalami percepatan atau perlambatan, maka kita memiliki D = vt dan oleh karena itu H = 1/t, di mana t adalah waktu sejak dentuman dahsyat (Big Bang). Rumus ini dapat digunakan untuk memperkirakan usia alam semesta dari H.

Berdasarkan pengamatan akhir-akhir ini, sekarang dipercaya bahwa galaksi dipercepat menjauhi kita, yang berarti bahwa H > 1/t (tetapi tetap saja berkurang terhadap waktu) dan perkiraan 1/H₀ (antara 11 dan 20 milyar tahun) sebagai usia alam semesta terlalu kecil.

Ada beberapa catatan tambahan yang dapat dibuat:

Jarak D ke galaksi dekat dapat diperkirakan misalnya dengan membandingkan kecerahan yang tampak dengan kecerahan mutlak yang dianggap benar.

Jika galaksi itu sangat jauh, maka kita harus mengambil D sebagai jarak ke galaksi pada masa sekarang, bukan pada saat cahaya itu dipancarkan. Jarak ini sangatlah sulit untuk ditentukan.

Kecepatan v didefinisikan sebagai laju perubahan D.

Untuk galaksi yang cukup dekat, kecepatan v dapat ditentukan dari pergeseran merah galaksi z menggunakan rumus v ≈ zc di mana c adalah kecepatan cahaya. Akan tetapi, hanya kecepatan karena pengembangan alam semesta yang boleh dipakai: semua galaksi bergerak relatif antara satu dengan yang lain tidak tergantung pada pengembangan alam semesta, dan kecepatan relatif dari galaksi-galaksi ini, yang disebut kecepatan peculiar tidak diperhitungkan oleh hukum Hubble. Untuk galaksi-galaksi yang sangat jauh, v tidak dapat ditentukan dengan mudah dari pergeseran merah z dan bisa lebih besar dari c.

Sistem yang diikat oleh gravitasi, seperti galaksi atau tata surya kita, bukanlah subjek dari hukum Hubble dan tidak mengembang.

Nukleosintesis Big Bang

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

(Dialihkan dari Nukleosintesis dentuman dahsyat

Dalam kosmologi, nukleosintesis Big Bang atau nukleosintesis primordial (bahasa Inggris Big Bang Nucleosynthesis = BBN) merujuk pada produksi inti selain H-1, hidrogen normal, selama fase awal alam semesta, beberapa saat setelah Big Bang. Dipercaya bahwa peristiwa ini bertangungjawab pada pembentukan hidrogen (H-1 atau H) dan isotopnya yaitu deuterium (H-2 atau D), isotop helium He-3 dan He-4, dan isotop lithium Li-7.

Karakteristik nukleosintesis Big Bang

Terdapat dua karakteristik penting dari BBN:

BBN berlangsung hanya dalam waktu tiga menit (selama periode dari 100 hingga sekitar 300 detik dari awal ekspansi ruang); setelah itu, temperatur dan kerapatan alam semesta menurun hingga di bawah harga yang dibutuhkan untuk melangsungkan fusi nuklir. Peristiwa BBN yang singkat ini memainkan peranan penting dalam evolusi alam semesta karena mencegah terbentuknya elemen-elemen yang lebih berat daripada berilium dimana pada saat yang sama elemen ringan yang tidak ikut terbakar pada fusi nuklir awal, seperti deuterium, tetap eksis.
BBN berlangsung secara menyeluruh, mencakup seluruh alam semesta (saat itu).

Parameter kunci dalam menghitung efek BBN adalah jumlah foton per baryon. Parameter ini berhubungan dengan temperatur dan kerapatan alam semesta awal sehingga kondisi dimana fusi nuklir terjadi dapat ditentukan. Selanjutnya kita dapat menurunkan kelimpahan elemen. Perhitungan berdasarkan teori Big Bang yang kita yakini saat ini, peristiwa BBN menghasilkan sekitar 75% H-1, sekitar 25% helium-4, sekitar 0.01% deuterium, sedikit lithium dan berilium, dan tanpa elemen-elemen berat yang lain. Kelimpahan yang teramati saat ini konsisten dengan jumlah tersebut sehingga merupakan salah satu bukti yang mendukung teori Big Bang. Persentase kelimpahan ini merupakan presentasi massa.

Urut-urutan BBN

Nukleosintesis Big Bang dimulai satu menit setalah Big Bang, ketika alam semesta cukup dingin untuk membentuk proton dan netron, setelah bariogenesis. Dari perhitungan termodinamika sederhana, dapat dihitung fraksi proton dan netron berdasarkan temperatur pada saat itu. Fraksi ini dinyatakan dalam proton per netron, sebab netron yang bermassa lebih besar meluruh secara spontan dengan waktu paruh 15 menit. Salah satu ciri BBN adalah bahwa hukum-hukum fisika dan tetapan-tetapan yang mengatur kelakuan materi pada tingkatan energi saat itu telah dipahami dengan sangat baik, sehingga BBN bukan merupakan peristiwa yang spekulatif sebagaimana peristiwa-peristiwa lainnya di awal alam semesta.

Begitu alam semesta mengembang, dia mendingin. Netron bebas dan proton menjadi kurang stabil daripada inti helium, sehingga proton dan netron memiliki kecenderungan untuk membentuk helium-4. Namun pembentukan helium-4 membutuhkan langkah antara yaitu pembentukan deuterium. Pada saat nukleosintesis terjadi temperatur cukup tinggi, sehingga energi rata-rata per partikel lebih besar daripada energi ikat deuterium; oleh karenanya setiap deuterium yang terbentuk segera hancur kembali (situasinya dikenal sebagai deuterium bottleneck). Di sini, pembentukan helium-4 tertunda hingga alam semesta cukup dingin untuk membentuk deuterium (pada sekitar T = 0.1 MeV), dimana pembentukan elemen tersebut terjadi secara tiba-tiba dan dalam skala besar. Segera setelah itu, pada tiga menit setelah Big Bang, alam semesta menjadi terlalu dingin untuk reaksi fusi nuklir apa pun terjadi. Pada titik ini kelimpahan elemen menjadi konstan dan perubahan hanya terjadi dari peluruhan radioaktif beberapa produk BBN (seperti tritium).

Sejarah nukleosintesis Big Bang

Sejarah nukleosintesis Big Bang dimulai dengan perhitungan dari Ralph Alpher dan George Gamow pada 1940an.

Selama 1970an, terdapat masalah besar, yaitu kerapatan baryon, sebagaimana dihitung nukleosintesis Big Bang, kurang daripada massa yang teramati berdasarkan perhitungan laju ekspansi. Teka-teki ini dipecahkan melalui postulat adanya materi gelap.

Elemen Berat

Nukleosintesis Big Bang tidak menghasilkan elemen-elemen yang lebih berat daripada berilium. Tidak ada inti stabil di alam yang mengandung 8 nukleon, sehingga terdapat bottleneck yang menghentikan proses nukleosintesis hanya sampai di sini. Pada reaksi fusi nuklir yang terjadi di dalam bintang, bottleneck tersebut dilewati melalui proses triple-alpha, yaitu proses reaksi nuklir yang melibatkan tumbukan tiga inti helium-4. Namun proses triple alpha tidak dapat mengubah sejumlah besar helium menjadi karbon hanya dalam orde waktu beberapa menit. Proses triple-alpha memakan waktu puluhan ribu tahun untuk dapat mengubah helium menjadi karbon dalam jumlah yang signifikan.

Helium-4

Nukleosintesis Big Bang memperkirakan terdapat sekitar 25% helium-4 di alam semesta, dan jumlah ini tidak bergantung pada kondisi awal alam semesta. Hal ini disebabkan helium-4 sangatlah stabil sehingga hampir semua netron akan bergabung dengan proton untuk membentuk helium-4. Sebagai tambahan, dua atom helium-4 tidak dapat bergabung untuk membentuk atom stabil, sehingga sekali helium-4 terbentuk dia tetap akan menjadi helium-4. Hal ini dapat digambarkan dengan menganalogikan helium-4 sebagai abu. Jumlah abu yang dihasilkan sebatang ranting yang dibakar adalah tetap, tidak bergantung pada bagaimana cara ranting itu dibakar.

Pengetahuan mengenai kelimpahan helium-4 menjadi penting karena ternyata didapati bahwa kelimpahan helium-4 di alam semesta lebih besar daripada yang diperkirakan dari nukleosintesis bintang. Sebagai tambahan, kelimpahan ini menjadi sebuah batu uji penting bagi teori Big Bang. Jika kelimpahan helium-4 jauh berbeda dari angka 25%, maka akan menghadirkan tantangan serius bagi teori Big Bang.

Deuterium

Kebalikan dari helium-4, deuterium sangatlah tidak stabil dan sangat mudah hancur. Karena helium-4 sangat stabil, ada kecenderungan kuat bagi dua inti deuterium untuk membentuk helium-4. Satu-satunya alasan BBN tidak mengubah semua deuterium di alam semesta menjadi helium-4 adalah ekspansi membuat alam semesta mendingin dan memotong pengubahan ini. Tidak seperti helium-4, jumlah deuterium di alam semesta bergantung pada kondisi awal alam semesta. Makin padat alam semesta, makin banyak deuterium yang terkonversi.

Sampai kini tidak diketahui proses yang dapat memproduksi deuterium dalam jumlah signifikan selain proses BBN. Pengamatan kelimpahan deuterium menyarankan bahwa usia alam semesta tidaklah tidak terbatas, yang sesuai dengan teori Big Bang.

Selama dekade 1970an, dilakukan upaya besar untuk menemukan proses yang dapat memproduksi deuterium, yang pada gilirannya menjadi upaya untuk memproduksi isotop yang lebih berat daripada deuterium. Masalahnya adalah ketika konsentrasi deuterium di alam semesta konsisten dengan model Big Bang, harga tersebut terlalu tinggi untuk konsisten dengan model yang menduga bahwa kebanyakan alam semesta terdiri dari proton dan netron. Jika kita mengasumsikan bahwa alam semesta keseluruhannya terdiri dari proton dan netron, kerapatan alam semesta akan sedemikian sehingga kebanyakan deuterium yang teramati sekarang sudah terbakar menjadi helium-4.

Ketidakkonsistenan antara pengamatan deuterium dan pengamatan laju ekspansi alam semesta membawa kepada usaha untuk menemukan proses memproduksi deuterium. Setelah satu dekade usaha ini, konsensus akhir adalah bahwa proses ini tidak mungkin terjadi, dan penjelasan standar yang sekarang digunakan tentang kelimpahan deuterium adalah bahwa alam semesta kebanyakan tidak terdiri dari baryon, dan bahwa materi non-baryonik (disebut juga sebagai materi gelap) mendominasi massa materi alam semesta.

Sangat sulit menjelaskan proses fusi nuklir yang dapat menghasilkan deuterium. Proses ini mensyaratkan temperatur yang cukup tinggi bagi terbentuknya deuterium, tetapi tidak cukup tinggi bagi produksi helium-4, dan proses ini harus terdinginkan secara tiba-tiba hingga mencapai temperatur non-nuklir tidak lebih dari beberapa menit saja dan juga diperlukan kondisi agar deuterium segera tersapu keluar dari proses sebelum bergabung dengan yang lain membentuk helium-4.

Memproduksi deuterium dari fisi nuklir juga sangat sulit. Deuterium sangat tunduk pada proses nuklir, dan tumbukan di antara inti atom mungkin menghasilkan penyerapan inti, atau pelepasan netron-netron bebas atau partikel alpha. Selama 1970an, usaha-usaha dilakukan dengan menggunakan sinar kosmik yang ditumbukkan pada sebuah obyek (cosmic ray spallation) untuk menghasilkan deuterium. Usaha-usaha ini gagal tetapi secara tidak terduga menghasilkan elemen-elemen ringan yang lain.

Status dan Implikasi BBN

Teori BBN memberikan deskripsi matematik yang detail mengenai produksi elemen-elemen ringan seperti deuterium, helium-3, helium-4, dan lithium-7. Lebih Khusus lagi, BBN menghasilkan prediksi kuantitatif yang teliti mengenai komposisi elemen-elemen tersebut di masa-masa awal terbentuknya alam semesta, yang disebut juga sebagai kelimpahan primordial.

Seperti yang telah diuraikan di atas, dalam gambaran standar BBN, semua kelimpahan elemen ringan bergantung pada jumlah materi biasa (baryon) relatif terhadap radiasi (foton). Karena berdasarkan prinsip kosmologi alam semesta adalah homogen, maka ia akan mempunyai satu harga yang unik untuk rasio baryon terhadap foton (tetapi harga ini masih belum diketahui). Pertanyaan berikut dapat diajukan untuk menguji teori BBN terhadap pengamatan: dapatkah semua pengamatan elemen ringan dijelaskan dengan sebuah "harga tunggal" rasio baryon terhadap foton? Atau lebih tepat lagi, untuk mendapatkan satu rentang ketelitian tertentu dari prediksi dan pengamatan, dapat ditanyakan: adakah suatu "rentang" harga rasio baryon terhadap foton yang dapat berlaku untuk seluruh pengamatan?

Jawaban saat ini adalah ya: prediksi elemen ringan BBN dapat dipersatukan dengan pengamatan untuk sebuah rentang harga baryon terhadap foton, dengan ketidakpatian teoritis dan pengamatan dimasukkan ke dalam perhitungan. Kecocokan ini merupakan keberhasilan kosmologi modern: BBN berhasil mengekstrapolasikan kandungan dan kondisi alam semesta sekarang (yang berusia sekitar 14 milyar tahun) kembali hingga saat dia baru berumur satu detik, dan hasilnya sesuai dengan pengamatan.

Teori BBN non-standar

Sebagai tambahan pada skenario BBN standar, terdapat beberapa skenario BBN yang tidak standar. Terdapat berbagai macam alasan dalam meneliti BBN non-standar. Pertama, lebih bersifat sejarah, adalah untuk memecahkan ketidakkonsistenan antara prediksi BBN dan pengamatan. Tetapi hal ini telah dibuktikan oleh metode dan instrumen pengamatan yang makin baik. Yang kedua, merupakan fokus pengembangan teori BBN non-standar di awal abad ke-21, yaitu menggunakan BBN untuk mencari batas-batas fisika spekulatif. Sebagai contoh, BBN standar mengasumsikan bahwa tidak ada partikel hipotetik eksotik yang terlibat dalam BBN, tetapi seseorang dapat memasukkan partikel hipotetik (seperti neutrino masif) dan melihat apakah yang akan terjadi.

Materi gelap

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Materi gelap adalah materi yang tidak dapat dideteksi dari radiasi yang dipancarkan atau penyerapan radiasi yang datang ke materi tersebut, tetapi kehadirannya dapat dibuktikan dari efek gravitasi materi-materi yang tampak seperti bintang dan galaksi. Perkiraan tentang banyaknya materi di dalam alam semesta berdasarkan efek gravitasi selalu menunjukkan bahwa sebenarnya ada jauh lebih banyak materi daripada materi yang dapat diamati secara langsung. Terlebih lagi, adanya materi gelap dapat menyelesaikan banyak ketidakkonsistenan dalam teori dentuman dahsyat.

Sebagian besar massa di alam semesta dipercaya berada dalam bentuk ini. Menentukan sifat dari materi gelap juga dikenal sebagai masalah materi gelap atau masalah hilangnya massa, dan merupakan salah satu masalah penting dalam kosmologi modern.

Pertanyaan tentang adanya materi gelap mungkin tampak tidak relevan dengan keberadaan kita di bumi. Akan tetapi, ada atau tidaknya materi gelap ini dapat menentukan takdir terakhir dari alam semesta. Kita mengetahui bahwa sekarang alam semesta mengalami pengembangan karena cahaya dari benda langit yang jauh menunjukkan adanya pergeseran merah. Banyaknya materi biasa yang terlihat di alam semesta tidaklah cukup untuk membuat gravitasi menghentikan pengembangan, dan dengan demikian pengembangan akan berlanjut selamanya tanpa adanya materi gelap. Pada prinsipnya, jumlah materi gelap yang cukup di alam semesta dapat menyebabkan pengembangan alam semesta berhenti, atau kebalikannya (yang akhirnya membawa kita pada Big Crunch). Pada prakteknya, sekarang banyak anggapan bahwa gerakan-gerakan alam semesta didominasi oleh komponen lainnya, energi gelap.

Energi gelap

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas

Dalam kosmologi, energi gelap adalah suatu bentuk hipotesis dari energi yang mengisi seluruh ruang dan memiliki tekanan negatif yang kuat. Menurut teori relativitas umum, efek dari adanya tekanan negatif secara kualitatif serupa dengan memiliki gaya pada skala besar yang bekerja secara berlawanan terhadap gravitasi. Menggunakan efek seperti itu sekarang merupakan cara yang sering dilakukan untuk menjelaskan pengamatan mengenai pengembangan alam semesta yang dipercepat dan juga adanya bagian besar dari massa yang hilang di alam semesta.

Dua bentuk energi gelap yang diusulkan adalah konstanta kosmologi, suatu energi yang kerapatannya tetap dan secara homogen mengisi ruang, dan quintessence, suatu medan dinamis yang kepadatan energinya dapat berubah dalam ruang dan waktu. Membedakan antara keduanya memerlukan pengukuran berketelitian tinggi dari pengembangan alam semesta untuk dapat mengerti bagaimana kecepatan pengembangan berubah terhadap waktu. Laju pengembangan ini bergantung pada parameter persamaan keadaan kosmologi. Mengukur persamaan keadaan dari energi gelap adalah salah satu usaha besar dalam kosmologi observasional.

Bukti dari adanya Energi gelap

Pada tahun 1998, pengamatan Supernova tipe Ia oleh dua grup yang berbeda yaitu, High-Z SN Search Team pimpinan Dr. Brian Schmidt dan Supernova Cosmology Project (SCP) pimpinan Dr. Saul Perlmutter, menunjukkan bahwa pengembangan alam semesta mengalami percepatan. Dalam beberapa tahun terakhir, pengamatan ini telah dikuatkan oleh beberapa sumber: radiasi kosmik gelombang mikro latar belakang, pelensaan gravitasi, usia alam semesta, nukleosintesis dentuman dahsyat, struktur kosmos berskala besar dan pengukuran dari parameter Hubble, dan juga pengukuran supernova yang lebih baik. Semua elemen ini konsisten dengan model Lamda-CDM.

Supernova tipe Ia memberikan bukti paling langsung dari adanya energi gelap. Dengan mengukur kecepatan dari objek yang menjauh menggunakan pengukuran pergeseran merah, yang merupakan efek Doppler radiasi dari objek yang menjauh. Menentukan jarak dari suatu objek adalah masalah yang sulit dalam astronomi. Kita perlu menemukan lilin standard: obyek yang diketahui kecerlangan intrinsiknya, sehingga mungkin digunakan untuk menghubungkan kecerlangan yang tampak dengan jarak. Tanpa lilin standard, tidaklah mungkin mengukur hubungan pergeseran merah dengan jarak dalam hukum Hubble. Supernova tipe Ia adalah lilin standard terbaik untuk pengamatan kosmologi, karena mereka sangat terang dan hanya terjadi ketika massa dari bintang katai putih tua mencapai batas Chandrasekhar. Jarak ke supernova dapat digambar terhadap kecepatan, dan inilah yang digunakan untuk mengukur sejarah pengembangan alam semesta. Pengamatan ini menunjukkan bahwa alam semesta tidak mengalami perlambatan, yang seharusnya akan terjadi pada alam semesta yang didominasi oleh materi, tetapi justru secara misterius mengalami percepatan. Pengamatan ini dapat dijelaskan dengan membuat postulat tentang adanya sejenis energi yang memiliki persamaan keadaan yang negatif, yaitu energi gelap.

Keberadaan energi gelap, dalam bentuk apapun, juga memecahkan masalah yang disebut "massa yang hilang". Teori nukleosintesis dentuman dahsyat mengatur pembentukan unsur-unsur ringan pada awal alam semesta, seperti helium, deuterium, dan litium. Teori struktur kosmos berskala besar mengatur pembentukan struktur alam semesta, bintang, kuasar, galaksi dan gugus galaksi. Kedua teori ini menunjukkan bahwa kepadatan baryon dan materi gelap yang dingin di alam semesta adalah sekitar 30% dari kepadatan kritikal untuk alam semesta yang tertutup. Ini adalah kepadatan yang diperlukan untuk membuat bentuk alam semesta rata. Pengukuran radiasi kosmik gelombang mikro latar belakang, baru-baru ini menggunakan satelit WMAP, menunjukkan bahwa alam semesta hampir datar. Oleh karena itu, kita tahu bahwa suatu bentuk energi pasti mengisi 70% yang lainnya.

Sejarah Kosmologi

Empat ribu tahun yang lalu Babilonia mempunyai ahli astronomi terlatih. untuk memprediksi gerakan yangnyata dari sebuah bulan, bintang-bintang, planet-planet dan matahari di atas langit, dan juga memprediksi terjadinya gerhana. Akan tetapi, nenek moyang Yunani-lah yang pertama kali membuat sebuah model kosmologi untuk menginterpretasikan gerakan ini. Pada abad ke-4 sebelum Masehi, mereka mempunyai sebuah ide bahwasannya bintang-bintang berada pada sebuah lingkaran angkasa yang berotasi pada bola dunia setiap 24 jam, dan planet-planet, matahari, dan bulan, berpindah di antara bumi dan bintang-bintang.

Model ini di buat beberapa abad yang lalu, puncaknya pada abad ke-2 sesudah Masehi dengan ditemukannya sistem Ptolemi. Gerakan yang sempurna harus berada di dalam lingkaran, maka bintang-bintang dan planet-planet bergerak di dalam lingkaran. Untuk menghitung gerakan yang komplek dari planet-planet digunakan epicides maka perpindahan planet-planet di lingkaran melalui lingkaran sekitar arah bumi.

Meskipun hal ini adalah sebuah struktur yang kompleks. Ptolemy membuat sebuah model yang berhasil memproduksi gerakan yang terjadi pada sebuah planet, pada abad 16. Ketika Copernicus mengusulkan sebuah sistem heliosentrik, dia tidak bisa menyesuaikan dengan keakuratan sistem pusat bumi yang dimiliki Ptolemy. Ptolemy memmbuat sebuah model dimana bumi berotasi dan bersama-sama dengan planet lainnya berpindah dalam sebuah orbit sirkular matahari. Akan tetapi, bukti penelitian pada waktu itu sangat mendukung pada sistem Ptolemaic.

Ada banyak alasan lainnya mengapa para ahli astronomi menolak dugaan Copernicus yang menyatakan bahwa bumi mengorbit pada matahari. Tycho Brane seorang astronomi terbesar pada abad 16 menyatakan bahwa jika bumi mengitari matahari, maka posisi relatif bintang-bintang akan berubah seperti yang terlihat dari bagian-bagian yang berbeda pada orbit bumi. Akan tetapi, tidak ada bukti dalam hal ini, disebut dengan parallax. Walaupun bumi tetap atau tidak, bintang-bintang akan menjadi semakin jauh secara mengejutkan.

Dengan bantuan dari sebuah penemuan terbaru, yaitu teleskop, di awal abad 17 Galileo menyatakan bahwa suatu hal yang fatal pada anggapan bahwa bumi adalah pusat dari alam ini. Dia menemukan bulan mengorbit pada planet Jupiter. Dan jika bulan dapa mengorbit pada planet lain, mengapa planet-planet itu tidak mengorbit pada matahari ?

Pada waktu yang sama, Tycho Brane asisten Keppler menemukan kunci untuk membuat sebuah model heliocentrik. Planet-planet berpindah dalam bulatan panjang, bukan lingkaran yang sempurna, seperti matahari. Terakhir Newton menunjukkan bahwa gerakan berbentuk bulat panjang di jelaskan dengan hukum kuadrat berbalik pada kekuatan gravitasi.

Tapi banyaknya penelitian parallax dalam posisi yang menarik dari sebuah bintang-bintang seperti bumi yang berotasi pada matahari, mengindikasikan bahwa bintang-bintang mempunyai jarak yang sangat jauh dari matahari. Kosmos kelihatan menjadi sebuah laut yang luas terdiri dari bintang-bintang, jika dilihat dengan bantuan teleskop. Galileo menemukan 4 ribu bintang-bintang baru di mana mereka tidak dapat dilihat oleh mata telanjang. Newton menyimpulkan bahwa alam merupakan sebuah lautan bintang-bintang yang abadi dan tak terbatas, seperti matahari kita.

Tidak sampai pada abad ke-19 ketika para ahli astronomi dan matematikawan Bessel pada akhirnya dapat mengukur jarak ke bintang dengan menggunakan Parallax. Bintang yang terdekat (selain dari matahari) sekitar 25 juta, juta mil jauhnya ! ( dengan membandingkan matahari yang jauhnya 93 juta mil dari bumi)

Kebanyakan dari bintang-bintang yang dpaat kita lihat terdapat di Milky Way-kumpulan bintang-bintang yang terang yang terbentang di langit pada malam hari. Kant dan yang lainnya menunjukkan bahwa Miky Way merupakan sebuah lensa yang disebut 'pulau dunia' atau galaksi, dan di atas Milky Way masih ada banyak galaksi lain.

Seperti bintang-bintang dan planet-planet, para ahli astronomi menemukan titik kabur cahaya pada malam hari, mereka menyebutnya dengan nebula. beberapa ahli astronomi berpendapat bahwa ini adalah galaksi yang jauh. Pada tahun 1920 ahli astronomi Amerika Hubble menemukan beberapa nebula di mana ukurannya sama seperti bintang jauh dalam Milky Way.

Hubble juga membuat penemuan yang luar biasa bahwa galaksi terlihat berpindah menjauhi kami, dengan sebuah kecepatan yang seimbang sesuai jaraknya dari kami. Ini kelihatannya lebih realistas dan merupakan penjelasan yang nyata dalam penemuan Einstein dengan teori Relativitas : Alam semesta kami adalah luas !

mungkin saja, Einstein telah memprediksi bahwa alam semesta ini luas, sesudah mengajukan teori pertamanya di tahun 1915. Masalah ini cenderung pada jatuh secara bersama-sama karena gravitasi maka tidaklah mungkin untuk menyatakan bahwa alam semesta itu tidak bergerak. Einstein menyadari ia dapat menggunakan ketetapan arbitrer pada persamaan matematikanya, yang dapat menyeimbangkan kekuatan gravitasi dan tidak mengikutsertakan galaksi. Hal ini dikenal dengan ketetapan kosmologi. Sesudah adanya penemuan yang menyatakan bahwa alam itu luas, Einstein mengumumkan bahwa ketepatan kosmologi adalah kekeliruan terbesar dalam hidupnya.

Ahli matematika meteorologi dari Rusia Friedmann mengatakan di tahun 1917 bahwa Einstein menghitung sebuah gambaran dari sebuah alam yang luas. Solusi ini mencantumkan bahwa alam lahir dari pada satu momen, sekitar sepuluh ribu juta tahun lalu. Semua itu, bahkan alam semesta sendiri, tercipta hanya pada satu ketika. Astronom Inggris Fred Hoyle menyebutnya sebagai "Big Bang".

Ada sebuah teori yang menjadi saingan, disebut dengan Teori Steady State diajukan oleh Bondi, Gold, dan Hoyle yang dibuat untuk menjelaskan perluasan alam raya. Hal ini membutuhkan penciptaan sesuatu yang bersambung untuk membuat galaksi-galaksi baru sebagai perluasan alam raya, menyakinkan bahwa alam raya itu dapat bertambah luas tetapi selalu tetap dalam waktu.

untuk beberapa tahun hal ini hayalah terlihat sebagai sesuatu yang akademis, dimana alam raya abadi dan dapat berubah, atau hanya eksis untuk jangka waktu yang terbatas. Tapi sebuah pukulan telak memruntuhkan model steady state ketika pada tahun 1965 Penzias dan Wislson menemukan sebuah radiasi mikrowave kosmik. Hal ini menunjukkan hasil radiasi dari sebuah ledakan besar yang panas, dimana diprediksi oleh Alpher dan Hermann di tahun 1949.

Menindaklanjuti dari kerja Gamow, Alpher dan Hermann ditahun 1940, teorinya adalah menghitung kelebihan relatif dari Hidrogen dan Helium yang mungkin dihasilkan pada saat ledakan Big Bang dan menemukan hal itu seseuai dengan pengamatan. Ketika kelebihan relatif cahaya lain dihitung keduanya konsisten dengan nilai yang diamati.

Sejak 1970, banyak ahli kosmologi yang menerima model Big Bang dan mulai bertanya lebih spesifik, tetapi tetap fundamental, pertanyaannya mengenai alam raya ini. Mengapa galaksi-galaksi dan sekelompok galaksi yang kami ini diluar dari bentuk perluasan sebelumnya. Alam raya ini terbuat dari apa ? bagaimana kami mengetahui bahwa tidak ada lubang hitam atau bentuk-bentuk hitam di atas sana yang tidak bersinar seperti bintang ? relativitas umum menyatakan bentuk kurva ruang waktu, lalu bagaimanakah bentuk alam raya ? apakah ada sebuah kosmologi yang tetap sesudah itu ?

Kami hanya akan menjawab beberapa pertanyaan saja. Latar belakang radiasi gelombang mikro kosmik memainkan peranan penting dengan memberikan gambaran tentang alam semesta hanya seratus ribu tahun setelah Bing Bang. Hal ini adalah urutan yang luar biasa, pada tahun 1992 satelit Cosmic Background Explorer NASA mendeteksi anisotropies pertama pada latar belakang radiasi. Ada sedikit fluktuasi pada suhu radiasi, sekitar satu bagian per 500.000, mungkin awal dari terbentuknya galaksi.

Sejak awal 1980, ada sebuah penelitian yang menarik dari bentuk fisik awal alam raya. Teknologi baru dan penelitian dengan satelit, seperti teleskop Hubbie memberikan gambaran dari alam raya ini, menginspirasikan teori baru untuk meghasilkan lebih banyak model-model yang lebih hebat.

Kosmologi