Tiga Pilar Kosmologi Standar

Sekarang, kosmologi bukan lagi sekadar teori-teori spekulatif tentang asal-usul, evolusi, komposisi, dan struktur alam semesta ini. Ia sudah merupakan ilmu pengetahuan yang didukung beragam hasil observasi astronomis, juga hasil-hasil eksperimen fisika yang berkaitan. Bahkan, sebagian kalangan ahli kosmologi mengatakan, saat ini adalah eranya kosmologi presisi, yaitu era ketika data-data astronomis melimpah dengan tingkat kepresisian yang semakin tinggi.

Banyak hasil observasi yang mendukung teori-teori yang diajukan. Ada juga yang mengentakkan para ilmuwan, alam semesta ini belum sepenuhnya terpahami. Bahkan mendorong mereka untuk terus menformulasikan aturan-aturan atau teori-teori yang memerikan alam semesta ini.

Salah satu teori yang diajukan untuk menjelaskan alam semesta ini adalah model kosmologi big bang. Model kosmologi ini pertama kali diajukan seorang ilmuwan Rusia, A. A. Friedmann, dan secara terpisah seorang pendeta-ilmuwan Belgia, G. Lemaitre. Model kosmologi yang mereka ajukan merupakan salah satu solusi teori relativitas umum Einstein. Dalam teorinya ini, Einstein menyatakan hubungan kelengkungan ruang-waktu dengan sumber medan yang mengisi ruang-waktu tersebut.

Dalam kalimat lain, A. Eddington, seorang ilmuwan yang membuktikan kesahihan prediksi teori relativitas umum Einstein lewat gerhana matahari pada 1919, menyatakan, materi memberi tahu ruang untuk melengkung, dan ruang menuntun materi untuk bergerak. Teori relativitas umum Einstein ini lebih umum daripada teori gravitasinya Newton, karena ia dapat berlaku baik pada benda yang bergerak mendekati kecepatan cahaya maupun pada benda diam.

Itulah sandaran pertama model kosmologi big bang. Sandaran lainnya adalah prinsip kosmologi. Prinsip ini menyatakan, di alam semesta ini seluruh materi terdistribusi merata atau homogen dan penampakannya akan tetap sama atau isotropis dari manapun kita memandang. Meskipun kita melihat adanya bulan, bintang-bintang, bahkan galaksi-galaksi, namun dalam skala alam semesta semua itu dapat dianggap sebagai debu alam semesta.

Layaknya sebuah bangunan, model kosmologi big bang dibangun di atas pondasi tersebut. Sketsa dasarnya adalah pada prediksi-prediksinya. Menurut model ini, alam semesta mestilah mengembang, dimulai dari keadaan yang sangat padat (kerapatannya sangat tinggi) dan sangat panas pada masa lalu yang jangka waktunya berhingga dari sekarang. Ini berarti masa lalu alam semesta ada batasnya, yang diyakini sebagai asal mula pengembangan alam semesta ini, yaitu big bang.

Dari kata inilah nama model kosmologi ini kita kenal sekarang. Nama lainnya adalah model kosmologi FLRW, sebagai penghormatan kepada ilmuwan-ilmuwan yang membahas model kosmologi ini pada awal-awal abad ke-20. Mereka adalah Friedmann, Lemaitre, Robertson, dan Walker.

Gambaran evolusi alam semesta setelah terjadinya Big Bang menurut model kosmologi standar.

Gambar dari http://background.uchicago.edu/~whu/SciAm/timeline_small.jpg

KETIKA alam semesta mengembang, kerapatan alam semesta ini terus menurun. Begitu juga dengan temperaturnya. Saat itulah terjadi peristiwa-peristiwa fisis di alam semesta. Peristiwa-peristiwa fisis inilah yang sampai sekarang ini terus diobservasi para ilmuwan. Dari sekian banyak observasi yang dilakukan, ternyata model kosmologi big bang ini mampu mengakomodasinya. Dengan kata lain, hasil-hasil observasi tersebut menjadi menyokong model ini, sehingga ia banyak dijadikan sebagai model standar untuk memerikan alam semesta ini.

Dari sekian banyak hasil observasi itu, setidaknya ada tiga yang menjadi pilar utama model ini. Prediksi model kosmologi big bang dan ketiga pilar tersebut adalah:

1. Pengembangan Alam Semesta (Hukum Hubble)

Untuk memudahkan bagaimana alam semesta ini mengembang, tiuplah sebuah balon yang telah ditulisi dengan titik-titik yang tersebar merata di permukaannya. Apakah yang terjadi? Ya, balon tersebut mengembang dan titik-titik itu semakin menjauhi satu sama lain. Padahal titik-titik tersebut tidak bergerak. Apakah penyebabnya? Karena balon tersebut mengembang.

Sekarang, analogikanlah balon yang mengembang itu sebagai alam semesta yang mengembang dan titik-titik di permukaan balon tersebut sebagai galaksi-galaksi. Dari analogi ini kita dapat menyimpulkan, ketika alam semesta mengembang, jarak pisah setiap galaksi dengan galaksi lain akan semakin membesar. Inilah yang diamati Edwin P. Hubble, seorang astronom Amerika pada dekade 1920-an.

Selain itu, Hubble juga mendapati, semakin jauh jarak dua galaksi, laju menjauhnya pun semakin besar, dengan nilai yang sebanding dengan jaraknya. Inilah yang sekarang dikenal dengan nama hukum Hubble. Dari hukum Hubble tersebut lahirlah suatu parameter yang menyatakan laju pengembangan alam semesta saat tertentu, yang disebut parameter Hubble. Nilainya pada saat tertentu itulah yang disebut konstanta Hubble, yang pada saat ini besarnya adalah sekira 72 km/det/Mpc. Arti nilai ini adalah dalam satu detik, akibat pengembangan alam semesta pertambahan jarak dua galaksi yang pada awalnya terpisah sejauh 1 Mpc adalah sekira 72 km. (1 Mpc adalah jarak yang ditempuh cahaya yang memiliki laju 300.000 km/det selama 3,26 juta tahun).

Dari konstanta Hubble ini, kita dapat mengetahui usia kosmik alam semesta saat ini, yaitu sekira 14 miliar tahun, dan radius alam semesta yang dapat diamati saat ini, yaitu sekira 4.100 Mpc. (Silakan bandingkan dengan usia manusia yang mungkin hanya 63 tahunan dan tingginya tidak jauh dari 2 meter).

Pada prinsipnya, konstanta Hubble merupakan perbandingan laju menjauh suatu objek dengan jaraknya dari pengamat. Laju menjauh suatu objek dapat diketahui dengan membandingkan letak spektrum yang mencirikan objek tersebut dari pengamatan dan letak spektrum itu di buku panduan. Sedangkan jaraknya dari pengamat dapat diketahui dengan banyak cara, yang mungkin namanya pun masih asing untuk kita. Misalnya bintang variabel cepheid (yang dahulu digunakan Hubble), efek lensa gravitasi, efek Sunyaev-Zeldovich, supernova tipe Ia jauh, dan relasi Tully-Fisher. Masing-masing memiliki kelebihan dan kekurangan. Satu hal yang pasti, hasil-hasil observasinya menginspirasikan, penyebab semakin menjauhnya objek-objek di langit adalah alam semesta saat ini memang sedang mengembang.

Namun, apakah alam semesta saat ini mengembang dengan laju konstan, diperlambat, ataukah dipercepat? Ternyata hasil observasi supernova tipe Ia jauh dan variasi temperatur CMBR menunjukkan, alam semesta ini mengembang dipercepat. Selain menyingkirkan anggapan diperlambatnya pengembangan alam semesta saat ini, hasil ini juga membuktikan, nilai parameter Hubble tidak tetap selamanya. Namun, hasil ini juga menimbulkan pertanyaan baru, apakah penyebab alam semesta sekarang mengembang dipercepat? Pertanyaan inilah yang sampai sekarang sedang dicoba jawab para ilmuwan.

2. Kelimpahan Unsur-unsur Ringan di Alam Semesta

Sebagaimana telah diuraikan, ketika alam semesta mengembang temperaturnya terus menurun (Menurut perhitungan kerapatan sebanding dengan temperatur pangkat empat. Karena itu, untuk selanjutnya cukup dibahas temperaturnya). Apakah konsekuensi hal ini? Dalam ‘The Early Universe’, E. W. Kolb dan M. S. Turner menguraikan, sebelum usia kosmik 0,01 detik setelah big bang, temperatur alam semesta lebih tinggi dari seratus miliar Kelvin. Apakah yang terjadi pada temperatur setinggi itu?

Marilah kita didihkan sejumlah air. Ketika temperaturnya naik dan mencapai titik didihnya, wujud air akan berubah menjadi uap air. Jika temperaturnya dinaikkan lagi hingga keadaan tertentu, uap air itu akan terurai menjadi hidrogen dan oksigen. Lalu apakah yang terjadi jika temperaturnya terus dinaikkan lagi? Akan diperoleh suatu wujud zat baru, di mana para ilmuwan menyebutnya sebagai plasma.

Contoh plasma adalah pada matahari kita. Di dalam matahari, temperaturnya bisa lebih tinggi dari 5.000 K. Apapun yang berada pada temperatur tersebut akan berwujud plasma. Di sana atom-atom hidrogen bisa terurai menjadi inti atom dan elektron. Begitulah, penguraian inti atom menjadi partikel-partikel elementer akan terjadi jika temperatur terus dinaikkan lagi.

Nah, partikel-partikel elementer itulah yang ada ketika temperatur alam semesta lebih tinggi dari ratusan miliar Kelvin. Urutan yang terbalik, yaitu partikel-partikel elementer membentuk partikel-partikel yang lebih berat, akan terjadi ketika temperatur alam semesta terus menurun.

Menurut perhitungan yang sudah dibuktikan sejumlah eksperimen fisika, partikel-partikel yang mendominasi alam semesta saat usia kosmik sekira 0,01 detik setelah big bang adalah elektron, antipartikelnya yaitu positron, partikel cahaya yaitu foton, neutrino, antipartikelnya yaitu antineutrino, serta sejumlah kecil neutron dan proton. Mereka semua berada dalam temperatur yang sama (para ilmuwan biasa menyebutnya berada dalam kesetimbangan termal). Dalam keadaan ini, penghancuran dan pembentukan partikel-partikel tersebut atau yang menghasilkan partikel lain berlangsung seimbang.

Kemudian, ketika usia kosmik mencapai sekira 0,74 detik setelah big bang, temperatur alam semesta menurun menjadi sekira 10 miliar Kelvin. Saat itulah temperatur neutrino dan antineutrino mulai berbeda dengan partikel yang lain. Pada temperatur sekira itulah neutron meluruh menjadi proton dan partikel lain, sehingga jumlah proton menjadi lebih banyak daripada neutron dibandingkan sebelumnya.

Selanjutnya, temperatur alam semesta terus menurun hingga mencapai beberapa miliar Kelvin. Pada saat usia kosmik sekira 4,12 detik setelah big bang, reaksi elektron dan positron memperlambat penurunan temperatur alam semesta dan menyisakan sejumlah kecil elektron. Neutron pun terus meluruh menjadi proton. Selain itu pembentukan inti helium-4 dari neutron dan proton menjadi lebih banyak daripada penghancurannya.

Ada tiga contoh rantai reaksi pembentukan inti helium-4 ini. Pertama, neutron dan proton bereaksi membentuk deuterium. Selanjutnya deuterium ini bereaksi dengan deuterium membentuk tritium dan proton. Kemudian tritium bereaksi dengan deuterium untuk membentuk helium-4 dan neutron. Kedua, neutron dan proton bereaksi membentuk deuterium. Lalu deuterium bereaksi dengan deuterium membentuk helium-3 dan neutron. Lalu helium-3 bereaksi dengan deuterium menghasilkan helium-4 dan proton. Proton dan neutron yang dihasilkan pada kedua rantai reaksi ini dapat digunakan lagi pada reaksi lain. Ketiga, neutron dan proton bereaksi membentuk deuterium. Lalu deuterium bereaksi dengan deuterium membentuk helium-4 dan foton. Selain reaksi-reaksi tersebut ada juga reaksi-reaksi lain, misalnya yang mengakibatkan terbentuknya lithium-7.

Demikianlah gambaran sederhana peristiwa yang terjadi sampai sekira tiga menit pertama setelah big bang. Setelah tiga menit pertama itu, alam semesta didominasi foton, sejumlah kecil elektron dan inti atom unsur-unsur ringan, serta neutrino-antineutrino yang temperaturnya sudah berbeda. Peristiwa yang menghasilkan inti unsur-unsur ringan tersebut dikenal dengan nama big bang nucleosynthesis. Para pionir dalam bidang ini adalah Gamow, Alpher, dan Herman yang mempublikasikan prediksi mereka pada era 1940-an dan 1950-an. Kerja mereka ini dilanjutkan ilmuwan lain dengan perhitungan yang lebih mendetail.

Sampai sekarang, tingkat akurasi perhitungan tersebut sangat tinggi, dengan kemungkinan kesalahan sekira 1aja. Kelimpahan unsur-unsur ringan yang mereka perkirakan adalah dalam sepuluh miliar inti atom hidrogen, ada ratusan ribu deuterium, ratusan ribu helium-3, dan beberapa lithium-7 yang berasal dari big bang nucleosynthesis. Sedangkan untuk helium-4 adalah sekira 24ari total materi biasa yang ada di alam semesta ini.

3. Kosmik Menua, Temperatur Menurun

SETELAH terjadinya big bang nucleosynthesis, temperatur alam semesta terus menurun, alam semesta semakin luas, dan usia kosmik semakin tua. Namun, menurut para ilmuwan, tidak ada peristiwa-peristiwa fisik yang berarti setelah itu hingga radiasi terlepas dari materi.

Marilah kita bahas sekilas mengenai kerapatan materi dan radiasi ini. Menurut para ilmuwan, di dalam plasma terdapat dua komponen dominan yang saling berinteraksi dan memengaruhi kerapatan plasma tersebut. Komponen yang pertama adalah materi, contohnya inti atom dan elektron, dan komponen yang kedua adalah radiasi, yaitu cahaya. Semakin tinggi temperatur plasma, semakin kuat pengaruh kerapatan radiasi. Sebaliknya, semakin rendah temperatur plasma, semakin kuat pengaruh kerapatan materi.

Pada saat usia kosmik kurang dari sekira 60.000 tahun setelah big bang, para ilmuwan meyakini alam semesta ini didominasi radiasi dan setelahnya didominasi materi. Namun, meskipun alam semesta sudah didominasi materi, radiasi masih berinteraksi dengannya hingga saat tertentu. Contoh interaksi radiasi dengan materi adalah tumbukan antara foton dengan elektron atau tumbukan foton dengan inti atom. Kejadian ini menyebabkan foton tidak dapat bergerak bebas di alam semesta. Tentu saja proton pun bisa berinteraksi dengan elektron untuk membentuk atom hidrogen. Namun, dengan cepat atom hidrogen yang terbentuk ini bisa terurai lagi, karena temperatur alam semesta masih panas.

Barulah pada saat temperatur alam semesta sudah menurun hingga sekira 3000 K, pembentukan atom hidrogen menjadi jauh lebih banyak daripada penghancurannya. Maka, foton pun menjadi tidak banyak bertumbukan lagi dengan elektron dan inti atom, sehingga dapat bergerak bebas di alam semesta. Dengan kata lain, radiasi tidak berinteraksi lagi dengan materi. Kejadian pada saat usia kosmik sekira 380.000 tahun setelah big bang ini disebut dengan nama rekombinasi hidrogen (atau pembentukan hidrogen) atau decoupling (radiasi terlepas dari materi) atau yang lebih kita kenal dengan nama pembentukan CMBR.

Mengapa CMBR? Karena singkatan ini menunjukkan identitas dirinya. Kata radiation menunjukkan, ia adalah berupa cahaya atau foton yang berasal dari alam semesta (cosmic) dini. Sejak terlepas dari materi, ia membanjiri alam semesta ini (karena ia dapat bergerak bebas di alam semesta), sehingga ketika dideteksi ia seperti datang dari arah manapun di alam semesta tanpa bergantung arah dan besarnya sama tak bergantung hari, yaitu sekira 270,27 derajat di bawah temperatur pelelehan es atau hanya 2,73 derajat di atas nilai nol mutlak (yang dinyatakan dalam Kelvin atau disingkat K). Tidak bergantung pada arah inilah yang menyebabkan foton CMBR ini terlihat seperti latar belakang dalam sebuah pertunjukan sehingga muncul kata background.

Para astronom mendapati, panjang gelombang foton CMBR ini adalah pada rentang panjang gelombang yang disebut microwave. (Pengembangan alam semestalah yang menyebabkan temperatur foton CMBR ini terus menurun, dari asalnya sekira 3000 K menjadi hanya sekira 2,73 K). Panjang gelombang microwave itu berdekatan dengan panjang gelombang UHF atau VHF, yang sering digunakan stasiun televisi. Karena itulah, sebenarnya dalam kehidupan sehari-hari pun kita dapat mendeteksi keberadaan radiasi primordial ini. Cobalah atur saluran televisi Anda pada daerah yang tidak ada siarannya. Pada saat itulah, sebanyak kurang lebih 1semut-semut” yang hadir di layar televisi berasal dari CMBR.

Foton CMBR ini pertama kali disadari telah diamati, secara tidak sengaja, oleh A. A. Penzias dan R. W. Wilson di Bell Telephone Laboratories Inc., New Jersey, Amerika dalam bentuk derau pada hasil pengamatan. Pada awalnya mereka tidak tahu sumber derau ini dan malah menyangka berasal dari kotoran burung yang menempel pada instrumen pengamatan. Namun setelah kotoran tersebut dibersihkan, deraunya tetap ada. Barulah setelah berkomunikasi dengan tim kosmologi dari Universitas Princeton, yaitu R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll, dan D. T. Wilkinson, mereka meyakini derau tersebut berasal dari foton CMBR. Akhirnya kedua kelompok ini memublikasikan hasil pengamatan tersebut di Astrophysical Journal.

Itulah ketiga pilar model kosmologi standar berserta penjelasan fisisnya menurut model ini. Satu hal yang pasti, semoga kita termasuk salah seorang yang terlibat aktif di dalam bidang kosmologi ini.***

Catatan:

Hadiah Nobel Fisika tahun 2011 ini dianugrahkan kepada astronom yang membuktikan bahwa alam semesta mengembang dipercepat. Hal ini menunjukkan bahwa kosmologi merupakan salah satu area penelitian yang sangat aktif, menantang dan tentu saja mengasyikkan.