Energi Gelap (Dark Energy) Dalam Model Standar Kosmologi Baru

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
  Prediksi masa depan alam semesta. kredit
  : harvard.edu

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).

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 (dengan redshift tinggi) yang berbeda. Namun mereka memperoleh kesimpulan yang sama.

Supernova jauh yang dilihat Hubble.
Kredit : NASA / Hubble

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.

Diagram perubahan laju pengembangan alam
semesta sejak 15 milyar tahun lalu.
Kredit : NASA/STScI/Ann Feild

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:

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:

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 Ω_Λ = ρ_Λ/ρ_cr. Dari pengamatan CMB, diperoleh bahwa Ω_Total = 1 dan (jika energi gelap adalah konstanta kosmologi) Ω_Λ=0.7. Harga Ω_Λ berubah sejalan dengan pengembangan alam semesta, karena p_Λ konstan. Maka evolusi Ω_Λ sejalan dengan ρ_cr ~ (1 + z)^-3, dengan z adalah redshift. Pada z > 10, harga parameter densitas Ω_Λ < 0.001. Sedangkan pada z < -0.9 nanti, harga parameter densitas Ω_Λ > 0.999.

Jika dibuat plot Ω_Λ 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 dΩ_Λ/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.

Prospek Observasi Dark Energy Ke Depan
 Misi masa depan Supernova
Acceleration Probe (SNAP).
kredit: SNAP
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 σ_w = 0.05 (dengan asumsi irreducible error sebesar 0.14 magnitud). Jika Ω_M bisa didapat cara independen dengan harga lebih baik dari σ_ΩM = 0.03, σ_w akan meningkat dengan faktor 3 dan perubahan w terhadap redshift – w’ = dw/dz – dapat diukur dengan ketelitian σ_w’ = 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.

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 problem dan 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: Langit Selatan