Kosmologi
memasuki babak baru. Berbagai temuan observasi memberikan kita gambaran terkini
tentang alam semesta, yang agak berbeda dengan alam semesta sebagaimana yang
digambarkan oleh model standar kosmologi.
Dengan
perkembangan terbaru dari berbagai hasil pengamatan ini, kita memiliki model
kosmologi baru yang merupakan model standar kosmologi (hot big bang)
yang diperluas.
Model
standar kosmologi baru itu memiliki karakteristik:
§ Alam semesta dengan geometri datar (flat)
dengan parameter densitas Ω = 1.0023 ± 0.0055 (dari data satelit Wilkinson
Microwave Anisotropy Probe — WMAP), dan sedang dalam keadaan berekspansi
dipercepat
§ Alam semesta mengalami proses inflasi
(ekspansi yang bersifat eksponensial) dalam waktu amat singkat, pada saat usia
semesta dini
§ Inhomogenitas densitas yang menjadi cikal
bakal struktur dalam alam semesta, berasal dari fluktuasi kuantum yang terbawa
ke skala makro selama masa inflasi
§ Komposisi alam semesta terdiri dari (WMAP Jan
2010): (72.8 ± 0.5) % energi gelap (dark energy), (22.7 ± 1.4) % materi gelap
nonbaryonik (nonbaryonic dark matter), dan (4.56 ± 0.16) % baryon
Yang
dimaksud dengan energi gelap adalah sesuatu yang menyebabkan alam semesta kita
berekspansi dipercepat, meski jumlah total materi (baryon dan materi gelap)
tidak memungkinkan hal itu terjadi. Keberadaan energi gelap yang menjadi
komposisi utama alam semesta, merupakan salah satu penemuan terbesar dalam
kosmologi. Energi gelap ini mendominasi alam semesta kita saat ini, dan
menyebabkan alam semesta kita saat ini berada dalam fase ekspansi yang
dipercepat.
Energi gelap ini juga
mengubah pemahaman kita tentang nasib alam semesta ke depan. Dalam Model
Standar Kosmologi, nasib alam semesta ditentukan oleh geometrinya. Jika
geometri alam semesta adalah geometri sferis (dengan parameter densitas Ω >
1), alam semesta akan terus mengembang sampai suatu saat tertentu, kemudian
berhenti mengembang, dan mulai runtuh. Jika alam semesta memiliki geometri
datar (dengan parameter densitas Ω = 1), alam semesta akan mengembang dan terus
mengembang dengan kecepatan semakin mendekati nol. Dan jika alam semesta
memiliki geometri hiperbola (dengan parameter densitas Ω < 1), maka alam
semesta akan terus mengembang dengan kecepatan pengembangan semakin mendekati
suatu kecepatan tertentu yang bukan nol. Ketiga kemungkinan ujung alam semesta
memiliki kesamaan, bahwa alam semesta mengembang dengan kecepatan pengembangan
yang semakin kecil.
Namun
penemuan keberadaan energi gelap mengubah semuanya. Dalam alam semesta dengan
energi gelap, hubungan antara geometri alam semesta dan nasib ke depan alam
semesta itu menjadi runtuh. Meski alam semesta kita saat ini memiliki geometri
datar (flat), tapi masih terbuka kemungkinan bahwa nasib alam semesta ke depan
akan terus mengembang (seperti alam semesta terbuka pada model standar
kosmologi), atau akan terus mengembang dengan kecepatan semakin mendekati nol
(seperti alam semesta datar pada model standar kosmologi), atau bahkan akan
runtuh kembali (seperti alam semesta tertutup pada model standar kosmologi).
Akhir yang seperti mana yang akan dialami alam semesta kita, bergantung pada
sifat dari energi gelap itu sendiri. Dan ini membuat penelitian tentang energi
gelap menjadi topik yang sangat menarik dalam kosmologi.
Indikasi Keberadaan Energi Gelap
Keberadaan energi gelap dideteksi dari pengamatan supernova pada redshift (z) tinggi, dan dari pengamatan radiasi latar belakang (Cosmic Microwave Background – CMB).
Indikasi Keberadaan Energi Gelap
Keberadaan energi gelap dideteksi dari pengamatan supernova pada redshift (z) tinggi, dan dari pengamatan radiasi latar belakang (Cosmic Microwave Background – CMB).
Dari pengamatan
supernova pada redshift tinggi diketahui bahwa alam semesta
kita saat ini sedang dalam fase ekspansi yang dipercepat. Supernova-supernova
yang berada pada z ≈ 0.5 diamati memiliki magnitud yang lebih rendah dari
magnitud seharusnya (jika berada dalam alam semesta seperti yang digambarkan
dalam alam semesta dengan geometri datar oleh model standar). Pelemahan cahaya
supernova ini paling mungkin dijelaskan jika alam semesta saat ini sedang
mengalami ekspansi yang dipercepat. Kesimpulan ini pertama kali didapat oleh
dua grup independent, Supernova Cosmology Group dan High-z Supernova
Team. Kedua tim ini menggunakan teknik analisis yang berbeda dan sampel supernova
(denganredshift tinggi) yang berbeda. Namun mereka memperoleh
kesimpulan yang sama.
Interpretasi
bahwa pelemahan magnitud yang dialami supernova dengan z ≈ 0.5 ini disebabkan
oleh energi gelap, bukanlah satu-satunya. Ada penjelasan alternatif yang mencoba
menjelaskan efek pelemahan magnitude itu karena materi intergalaktik. Tapi
bukti yang menguatkan teori energi gelap dan membantah penjelasan dengan materi
intergalaktik didapat dengan ditemukannya supernova yang paling jauh (sampai
saat ini), SN 1997ff, dengan z = 1.755. Supernova ini diamati memiliki magnitud
lebih terang dari seharusnya, yang menunjukkan bahwa ia terjadi saat alam
semesta masih mengalami ekspansi yang diperlambat. Jika memang benar ada materi
intergalaktik yang menyebabkan pelemahan cahaya, harusnya SN 1997ff akan jauh
lebih redup dari seharusnya, bukan malahan lebih terang.
Selain
dari supernova, bukti lain yang mendukung keberadaan energi gelap berasal dari
pengamatan CMB. Pengamatan CMB menggunakan WMAP memberikan data bahwa parameter
densitas alam semesta Ω = 1.0023 ± 0.0055. Padahal dari pengamatan yang sama,
diketahui bahwa seluruh materi (baryon dan materi gelap) dalam alam semesta
hanya memberikan kontribusi pada Ω yang hanya sekitar sepertiga dari nilai Ω
yang diamati. Karena itu, haruslah ada komponen lain dalam alam semesta yang
mengisi kekurangan parameter densitas yang diberikan oleh materi (baryon dan
materi gelap). Dengan kontribusi dari materi ditambah dengan energi gelap, maka
alam semesta kita akan memiliki Ω sebagaimana yang didapat dari pengamatan CMB
tersebut.
Keberadaan
energi gelap juga bisa dideteksi lewat pengamatan lain (selain pengamatan
supernova) yang sifatnya independent. Misalnya lewat pengamatan struktur alam
semesta skala besar (Large Scale Structure – LSS) yang dikombinasikan
dengan pengukuran fluktuasi angular size karakteristik pada CMB. Cara ini
merupakan cara pengamatan bersifat tidak langsung. Ada satu lagi metode
independent untuk mendeteksi energi gelap, yaitu lewat pengamatan efek integrated
Sachs-Wolfe (ISW). ISW ini sendiri adalah pergeseran merah pada foton
CMB yang disebabkan oleh gravitasi, yang terjadi mulai saat alam semesta mulai
menjadi transparan.
Energi
gelap tidak dari awal mendominasi alam semesta, dan menyebabkan ekspansi
dipercepat. Karena jika dari awal alam semesta kita sudah mengalami ekspansi
dipercepat, maka struktur dalam alam semesta yang kita amati saat ini, tidak akan
mungkin terbentuk. Ditambah lagi, pola variasi CMB dan kelimpahan unsur
hasil big bang nucleosynthesis akan berbeda dengan yang kita
amati sekarang. Energi gelap baru mendominasi dan menyebabkan ekspansi
dipercepat pada alam semesta, semenjak suatu epoch tertentu. Kapan terjadinya
transisi ini bisa dirunut lewat pengamatan supernova.
Riess
dan rekan-rekan melaporkan hasil pengolahan data sampel 16 buah supernova tipe
Ia temuan baru yang diamati dengan HST (Hubble Space Telescope).
Dalam sampel, termasuk 6 dari 7 supernova terjauh yang kita ketahui, seluruhnya
memiliki z > 1.25. Riess juga berhasil menghitung epoch dimana era ekspansi
diperlambat (sebagaimana yang digambarkan oleh model standar) berakhir, dan
energi gelap mulai mengambil peran sentral. Semenjak saat transisi itu,
ekspansi alam semesta yang semula melambat, berubah menjadi ekspansi yang
dipercepat. Transisi itu terjadi pada epoch sekitar z = 0.46 ± 0.13, atau
sekitar ketika ukuran alam semesta 68% ukuran saat ini.
Properti Energi Gelap
Sampai saat ini, amat sedikit diketahui tentang energi gelap. Tapi setidaknya kita mengetahui sedikit properti energi gelap, yaitu:
Properti Energi Gelap
Sampai saat ini, amat sedikit diketahui tentang energi gelap. Tapi setidaknya kita mengetahui sedikit properti energi gelap, yaitu:
1. Tidak memancarkan gelombang elektromagnetik
2. Memiliki tekanan negatif yang besar. Besarnya
tekanan yang berorde sama dengan densitas energinya, menunjukkan bahwa ‘energi
gelap’ ini lebih bersifat energi daripada materi (pada
materi tekanan jauh lebih kecil dibandingkan dengan densitasnya). Karena itu,
energi gelap ini berbeda dengan materi gelap
3. Tidak mengumpul membentuk gugus dengan materi
secara signifikan, setidaknya sampai seukuran gugus galaksi.
Hasil
pengamatan CMB menunjukkan bahwa dalam skala besar, alam semesta kita (hampir)
homogen dan isotropis. Dan sebagaimana yang digambarkan oleh model standar
kosmologi, alam semesta bisa didekati sebagai fluida sempurna. Energi gelap
dapat diparametrisasi dengan persamaan keadaannya (w), yang merupakan
perbandingan tekanan dengan densitasnya. Agar struktur dalam alam semesta yang
teramati saat ini bisa tumbuh dari perturbasi densitas (sebagaimana yang
diamati pada CMB), maka nilai w haruslah berharga lebih kecil dari -½.
Sementara
itu, untuk alam semesta datar (sebagaimana yang kita amati), parameter
perlambatan (q0) saat ini adalah q0 ~ ½ =w. Dan
karena nilai w < -½, maka q0 < 0, menunjukkan alam
semesta saat ini sedang mengalamai ekspansi dipercepat. Hasil pengukuran dari
WMAP (dari pengamatan CMB) memberikan harga w < -0.980 ± 0.053.
Kandidat Energi Gelap
Ada beberapa kandidat apa sebenarnya energi gelap. Kandidat utama energi gelap itu adalah:
Ada beberapa kandidat apa sebenarnya energi gelap. Kandidat utama energi gelap itu adalah:
1. Konstanta kosmologi / Energi vakum
2. Quintessence (medan skalar dinamis)
3. Gravitasi yang melemah
1. Konstanta Kosmologi, Λ
Konstanta kosmologi adalah faktor yang dimasukkan dalam persamaan Einstein dalam relativitas umum. Konstanta kosmologi ini awalnya dimaksudkan untuk mengimbangi gravitasi supaya diperoleh gambaran alam semesta yang statis (yang kemudian oleh Einstein disesali karena kenyataan obervasi oleh Hubble menunjukkan alam semesta yang mengambang, sesuatu yang harusnya terlebih dulu bisa diramalkan oleh relativitas umum). Eksistensi konstanta kosmologi ini kembali mencuat akhir-akhir ini, dan mencapai puncak ketika terdeteksi keberadaan energi gelap.
Sementara
itu, dari teori medan kuantum yang kita miliki saat ini, diketahui bahwa ruang
vakum juga memiliki energi, yang dinamakan energi vakum. Untuk energi vakum, w
= -1. Dan secara matematis, energi vakum ini sama dengan konstanta kosmologi
yang berasal dari relativitas umum. Konstanta kosmologi ini menjadi salah satu
kandidat terkuat dari energi gelap.
Dari
observasi supernova, disimpulkan energi gelap tidak berubah sepanjang waktu,
atau minimal hanya berubah sangat sedikit sejalan dengan waktu. Jadi untuk
sementara, konstanta kosmologi merupakan kandidat terkuat sebagai energi gelap,
karena didukung oleh observasi. Hasil observasi dari 70 supernova oleh tim SNLS
(Supernova Legacy Survey) untuk sementara menunjukkan bahwa energi gelap
hanya berubah sangat sedikit. SNLS ditargetkan mempelajari 700 buah supernova
menggunakan teleskop-teleskop besar dunia dan diharapkan lebih banyak
mengungkap tentang energi gelap.
Tapi
jika konstanta kosmologi adalah energi gelap, ada setidaknya dua masalah besar.
Masalah pertama adalah dari segi ordenya, dan masalah kedua adalah dari segi
waktu diaman ia mulai dominan.
Jika
kita mencoba menghitung besar orde energi gelap dari beberapa pendekatan
berbeda, kita akan mendapatkan orde besarnya energi gelap: 10-10 (eV)4 –
10112 (eV)4. Jadi Λ membutuhkan fine-tuning dari
rentang kemungkinan yang teramat besar tersebut supaya konvergen ke harga
tertentu. Ini dikenal dengan masalah fine-tuning problem.
Masalah
kedua terlihat jika kita meninjau bagaimana perubahan parameter densitas energi
gelap terhadap waktu, jika energi gelap itu adalah konstanta kosmologi. Misalkan
parameter densitas konstanta kosmologi ditulis ΩΛ = ρΛ/ρcr.
Dari pengamatan CMB, diperoleh bahwa ΩTotal = 1 dan (jika
energi gelap adalah konstanta kosmologi) ΩΛ=0.7. Harga ΩΛ berubah
sejalan dengan pengembangan alam semesta, karena pΛkonstan. Maka
evolusi ΩΛ sejalan dengan ρcr ~ (1 + z)-3,
dengan z adalah redshift. Pada z > 10, harga parameter densitas
ΩΛ < 0.001. Sedangkan pada z < -0.9 nanti, harga
parameter densitas ΩΛ > 0.999.
Jika
dibuat plot ΩΛ terhadap log R untuk rentang -60 < log R
<+60, akan terlihat seperti fungsi tangga (step function) yang
berubah dari nol menjadi satu pada era saat ini. Bahkan jika dibuat plot dΩΛ/dR
(yang berbentuk seperti fungsi delta dirac), dapat dilihat bahwa kita hidup
tepat di tengah puncak fungsi delta dirac tersebut. Pertanyaan kenapa kita
hidup di era yang spesial ini, dikenal dengan coincidence problem.
2. Quintessence
Quintessence adalah medan skalar yang bergulir-lamban (slow-rolling scalar field). Salah satu properti penting dari quintessence adalah coincidence problem bisa lebih masuk akal dijelaskan, karena persamaan keadaan bergantung waktu. Prediksi yang paling umum dari quintessence adalah nilai dari persamaan keadaan w(t) berbeda dari -1, dan berubah terhadap z.
3. Gravitasi Yang Melemah
Masih ada kemungkinan bahwa sebenarnya materi gelap itu tidak ada. Tetapi efek yang kita amati saat ini (yang menuntun kita pada kesimpulan adanya energi gelap) sebenarnya adalah efek dari runtuhnya relativitas umum Einstein pada skala yang amat besar. Menurut teori ini, pada skala yang amat besar, efek kebocoran gravitasi ke dimensi yang lebih tinggi semakin mungkin diamati.
Quintessence adalah medan skalar yang bergulir-lamban (slow-rolling scalar field). Salah satu properti penting dari quintessence adalah coincidence problem bisa lebih masuk akal dijelaskan, karena persamaan keadaan bergantung waktu. Prediksi yang paling umum dari quintessence adalah nilai dari persamaan keadaan w(t) berbeda dari -1, dan berubah terhadap z.
3. Gravitasi Yang Melemah
Masih ada kemungkinan bahwa sebenarnya materi gelap itu tidak ada. Tetapi efek yang kita amati saat ini (yang menuntun kita pada kesimpulan adanya energi gelap) sebenarnya adalah efek dari runtuhnya relativitas umum Einstein pada skala yang amat besar. Menurut teori ini, pada skala yang amat besar, efek kebocoran gravitasi ke dimensi yang lebih tinggi semakin mungkin diamati.
Prospek Observasi Dark Energy Ke Depan
Untuk lebih tahu banyak tentang energi gelap, satu-satunya cara (setidaknya untuk saat ini) adalah lewat pengamatan astronomis. Dari sisi fisika partikel tidak memungkinkan memberikan batasan pada energi gelap lewat akselerator, karena sifat energi gelap yang diffuse dan merupakan fenomena energi-rendah.
Untuk lebih tahu banyak tentang energi gelap, satu-satunya cara (setidaknya untuk saat ini) adalah lewat pengamatan astronomis. Dari sisi fisika partikel tidak memungkinkan memberikan batasan pada energi gelap lewat akselerator, karena sifat energi gelap yang diffuse dan merupakan fenomena energi-rendah.
Untuk memberikan
batasan pada energi gelap, pengamatan dan penelitian yang bisa dilakukan
adalah:
§ Pengukuran sejarah ekspansi H(t)
§ Persamaan keadaan w(t) yang bergantung waktu
§ Mencari jika ada properti penggugusan energi
gelap
§ Mencari adakah dan bagaimana hubungan (couple)
antara energi gelap dengan materi gelap
§ Menguji lebih detail kevalidan relativitas
umum
Untuk
pengukuran sejarah ekspansi digunakan pengamatan sejumlah besar supernova
dengan rentang z tertentu. Karena pada awal alam semesta (z besar) energi gelap
belum dominan, sedangkan pada z kecil kurang sensitif untuk pengukuran efek
dari energi gelap, maka rentang z yang memadai untuk pengamatan adalah 0.2 ≤ z
≤ 2.
Persamaan
keadaan bisa menggunakan supernova. Sampel kualitas tinggi dari 2000 buah
supernova dengan z antara 0.2 sampai 1.7 bisa memberikan harga w dengan
ketelitian σw = 0.05 (dengan asumsiirreducible error sebesar
0.14 magnitud). Jika ΩM bisa didapat cara independen dengan
harga lebih baik dari σΩM = 0.03, σw akan
meningkat dengan faktor 3 dan perubahan w terhadap redshift –
w’ = dw/dz – dapat diukur dengan ketelitian σw’ = 0.16.
Selain
lewat supernova, w juga berpotensi dipelajari lewat pengamatan galaxy-count dan galaxy
cluster count.
Efek weak gravitational lensing (WGL) bisa juga digunakan untuk
mempelajari w. WGL oleh LSS pada medan seluas 1000 derajat persegi atau lebih,
setara dengan sensitivitas pengamatan w lewat supernova seperti yang disebutkan
di atas. Hanya saja WGL tidak bisa digunakan untuk mempelajari variasi w
terhadap waktu. Dan masalah sistematis yang dihadapi pada pengamatan WGL masih
belum banyak dipelajari secara lebih teliti.
Saat
ini, ada beberapa proyek yang dikembangkan yang bertujuan khusus untuk
mengamati dan mempelajari energi gelap. Misalnya SNAP (Supernova/Acceleration
Probe), JDEM (Joint Dark Energy Mission), dan beberapa lainnya.
Untuk SNAP sayangnya NASA menunda misi ini lima tahun karena adanya prioritas
mengirimkan manusia ke Mars.
Mengapa mempelajari energi gelap?
Sampai saat ini, energi gelap hanya bisa dipelajari lewat pengamatan astronomi. Dan yang paling besar prospek pengamatan untuk mempelajari energi gelap ini adalah lewat pengamatan supernova. Alat yang paling efektif untuk mempelajari supernova ini adalah teleskop yang berada di luar angkasa, teleskop Hubble. Hubble bisa difungsikan menjadi mesin pemburu supernova yang amat penting bagi mempelajari energi gelap. Ini dibuktikan (antara lain) lewat pemakaian Hubble oleh Reiss dan timnya untuk menentukan epoch transisi dimana energi gelap mulai mendominasi alam semesta. Sayangnya dengan diberhentikannya perawatan Hubble maka umur teleskop Hubble hanya sampai sekitar tahun 2007-2008. Dan dengan kehilangan alat penting mempelajari energi gelap, kemajuan pengertian kita tentang energi gelap tidak akan secepat yang seharusnya kita bisa dengan teknologi yang kita punya saat ini.
Sampai saat ini, energi gelap hanya bisa dipelajari lewat pengamatan astronomi. Dan yang paling besar prospek pengamatan untuk mempelajari energi gelap ini adalah lewat pengamatan supernova. Alat yang paling efektif untuk mempelajari supernova ini adalah teleskop yang berada di luar angkasa, teleskop Hubble. Hubble bisa difungsikan menjadi mesin pemburu supernova yang amat penting bagi mempelajari energi gelap. Ini dibuktikan (antara lain) lewat pemakaian Hubble oleh Reiss dan timnya untuk menentukan epoch transisi dimana energi gelap mulai mendominasi alam semesta. Sayangnya dengan diberhentikannya perawatan Hubble maka umur teleskop Hubble hanya sampai sekitar tahun 2007-2008. Dan dengan kehilangan alat penting mempelajari energi gelap, kemajuan pengertian kita tentang energi gelap tidak akan secepat yang seharusnya kita bisa dengan teknologi yang kita punya saat ini.
Dengan
mempelajari energi gelap ini, kita bisa mengetahui bagaimana ujung dari evolusi
alam semesta. Pengamatan persamaan keadaan energi gelap juga bisa berpengaruh
pada fisika teori / fisika partikel, dan pada relativitas umum. Jika kita bisa
menentukan nilai dari persamaan keadaan energi gelap, kita bisa menentukan apa
sebenarnya energi gelap itu. Dan jika energi gelap itu memiliki persamaan
keadaan w = -1, maka energi gelap adalah konstanta kosmologi, dan kita masih
harus berurusan dengan fine-tuning problemdan coincidence
problem. Jika w < -1 maka kita akan menemukan masalah dalam teori
relativitas umum pada skala amat besar.
Ada dua sasaran yang
realistik untuk satu dekade ke depan: menentukan persamaan keadaan sampai
ketelitian 5%, dan mencari variasinya terhadap waktu. Setelah berhasil
menentukan persamaan keadaan, maka sasaran berikutnya adalah mendeteksi sifat
penggugusannya. Ini akan memberikan kita pengetahuan yang penting tentang apa
dan bagaimana energi gelap.Sumber : Pencerahan
Tidak ada komentar:
Posting Komentar