IS UNIVERSE UNIFORM?

0

Cosmological models that describe how the universe has evolved are getting quite good at describing the process from “recombination” (i.e. the time when the CMB was produced) up to now. The CMB reveals local fluctuations and, with the right amount of dark matter stirred in, the models can explain how galaxy/galaxy clusters start forming.

However, where did the density fluctuations come from in the first place? The very early ‘stuff’ of the universe was in a state that current main-stream physics cannot handle. Clearly it did not expand uniformly but created almost a ‘foam-like’ distribution of matter.

Current thoughts are that quantum fluctuations did exist in the very early universe (i.e. before inflation) and these became the seeds of the density variations. When inflation happened, quantum variations in the primordial ‘stuff’ expanded so rapidly that they became ‘frozen in’ as permanent regions of density variation.


Implicit in the proposal of smoothness

I feel that if this is true, this should lead to a universe where matter is distributed uniformly across space

is the assumption of an equilibrium, a thermodynamic equilibrium is how smoothness is created in matter as we know it. In order for such an equilibrium to exist all the space time points of the tiny universe immediately after the the Big Bang should be able to interact with each other. This is not true because in the model special relativity still holds and there are parts of the universe that do not have access to others, due to the light cones.

Despite the above argument, the Cosmic Microwave Background data show remarkable uniformity from the time that the photons decoupled from the hadronic soup.

cmb

at the level of 10^-8 the universe showed uniformity that could not have been achieved if General Relativity and Special Relativity, foundation stones of the Big Bang model, hold.

Looking at the details of the map in such definition one sees the blobs and depletions which led to the currently granular nature of the observable universe.

cmb

To explain the inconsistency, an effective quantization model for gravity was introduced for the first times after the Big Bang, before 10^-32 seconds . The inflaton with its quantum mechanical indeterminancy is not constrained by the particle definitions and the velocity of light, and thus it could churn the early universe into a homogeneous soup, the quantum mechanical fluctuations giving the observed inhomogeneity over the largely homogeneous early universe.

Yet most matter is clumped up into stars and planets, with areas of nothing in between. What could have led to such an irregular universe?

Inflation has been continuing ever since 10^-32 seconds , space expanding as the Big Bang models currently, and this expansion has distanced the clumps generated by the quantum effects of the inflaton into what is currently a clumpy universe.

historybb

https://en.wikipedia.org/wiki/Anisotropy

https://en.wikipedia.org/wiki/Chronology_of_the_universe

https://en.wikipedia.org/wiki/Primordial_fluctuations

https://en.wikipedia.org/wiki/Inflaton

https://en.wikipedia.org/wiki/Inflation_(cosmology)

Iklan

MENGAPA LANGIT MALAM TERLIHAT GELAP ?

0

Kita tahu, ruang angkasa berisi milyaran bintang dan galaksi,- katakanlah rata-rata semua bintang kira-kira seterang matahari (sebenarnya ada yg lebih terang dan ada yang lebih redup), dan di langit yang luas, titik manapun yang anda pilih untuk dipandang, maka seharusnya pandangan anda akan bertemu dengan sebuah bintang atau galaksi. Jadi, langit seharusnya terang, siang ataupun malam! Dan karena kenyataannya tidak seperti itu, apakah kegelapan langit itu berarti ada ruang dimana bintang dan galaksi.. sama sekali tidak ada? Sebuah perbatasan antara ada dan ketiadaan? Atau “tepi” ruang angkasa?

Tidak tepat begitu- semua bukti sepertinya menunjukan bahwa ruang angkasa tidak bertepi. Tetapi alam semesta kita berhingga (dalam dua dimensi ini analog dg kulit bola yang tiada tepi namun berhingga). Alam semesta berhingga dalam ruang-waktu: alam semesta mempunyai awal. Setidaknya sekitar 13.7 milyar tahun yang lalu, ketika alam semesta sangatlah kecil dan terbelut dengan dirinya, dimana pengertian kita tentang ruang dan waktu pun menjadi kabur. Dan karena waktu telah berjalan sejak “awal semesta”, ini berarti bahwa bintang yang diperlukan untuk mengisi “cahaya disegala arah” sangatlah jauh, sehingga cahaya mereka belum memiliki cukup waktu untuk mencapai kita…

Jika alam semesta adalah badai, maka saat ini kita sedang menunggu untuk mendengar suara petir dari bintang-bintang yang sangat jauh. Luarbiasanya lagi – karena cahaya membutuhkan waktu untuk melintasi ruang, ketika kita mengarahkan teleskop pada objek yang sangat jauh, kita sebenarnya melihat bagian alam semesta ketika cahaya sedang dipancarkan. Jadi, ketika kita melihat cahaya yang berusia 13.5 milyar tahun, bukan berarti kita tidak bisa melihat bintang karena sinar mereka belum mencapai kita, tetapi kita tidak bisa melihat bintang karena kita sedang melihat awal alam semesta sebelum bintang-bintang terbentuk! alam semesta tanpa bintang! Sekarang, itu terdengar seperti alasan yang bagus mengapa kita melihat langit itu gelap.

Meskipun kita bisa mencari tempat di angkasa yang tidak ada bintang dengan melihat jauh kedalam waktu. Tetapi ketika kita mengarahkan teleskop kita kesana, kita tetap melihat cahaya. Bukan cahaya bintang, tetapi cahaya yang tersisa dari ledakan dashyat (Big Bang). Dan kita menemukan “radiasi latar belakang kosmik” yang dipancarkan kurang lebih dari segala arah, membuat latar belakang untuk para bintang. Jadi, sebenarnya langit TIDAK benar-benar gelap di saat-saat awalnya.

Tapi mengapa teleskop kita berkata bahwa langit tidak gelap, sedangkan kita melihat langit gelap? Inilah sebuah petunjuk untuk jawaban sebenarnya: ketika teleskop Hubble memotret bintang dari wilayah ekstrim Hubble yang sangat indah, ia mengambil gambarnya dengan kamera infrmerah. Mengapa? Bintang dan galaksi yang jauh terus menjauh dari kita karena semesta terus membesar  dan mengembang. Ini analog dengan ketika sebuah piringan hitam melambat, dan menurunkan nada suara. Efek Doppler menyebabkan bintang yang menjauh dari kita terlihat merah, dan semakin jauh bintangnya, semakin cepat mereka menjauh maka akan semakin merah mereka menjadi, sampai mereka menjadi… inframerah. Saat itu, kita tidak bisa melihat mereka lagi. setidaknya dengan mata telanjang- dan itulah mengapa langit malam terlihat gelap!

USIA ALAM SEMESTA 13,82 MILIYAR TAHUN

0

Usia Alam Semesta 13,82 Milyar Tahun

Alam semesta ternyata  sedikit lebih tua dari yang kita duga. Bukan hanya itu, ternyata bahan bahan penyusunnya sedikit berbeda juga. Dan bukan hanya itu, cara bahan-bahan tersebut bercampur juga tidak persis seperti yang kita harapkan. Dan sekali lagi bukan hanya itu, ada petunjuk yang ‘membisikkan’ sesuatu yang jauh lebih besar juga terjadi.

Jadi apa yang terjadi?

Planck

Misi pesawat ruang angkasa Planck dari Badan Antariksa Eropa adalah untuk mengetahui apa yang terjadi. Planck telah memindai seluruh langit, berulang-ulang, mengintip pada gelombang radio dan gelombang mikro yang tersebar di alam semesta. Beberapa dari cahaya ini berasal dari bintang, beberapa dari gumpalan debu dingin, beberapa dari ledakan bintang dan galaksi. Namun sebagian datang dari jauh … jauh dan lebih jauh. Miliaran tahun cahaya, dan bahkan pada kenyataannya, berasal dari tepi alam semesta yang teramati.

Cahaya ini pertama kali dipancarkan ketika alam semesta masih sangat muda, sekitar 380.000 tahun usianya. Saat itu cahaya ini sangat terang menyilaukan, tetapi setelah menempuh perjalanan waktu yang sangat sangat panjang, saat ini cahaya tersebut telah redup dan memerah. Melawan perluasan alam semesta itu sendiri, panjang gelombang cahaya tersebut telah sangat terulur hingga sampai ke kita dalam bentuk gelombang mikro. Planck mengumpulkan cahaya ini selama lebih dari 15 bulan, dengan menggunakan instrumen yang jauh lebih sensitif daripada sebelumnya.

Radiasi Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik nya Planck

Cahaya dari alam semesta awal menunjukkan itu tidak mulus. Jika kita perbesar kontrasnya, kita bisa melihat bintik-bintik yang sedikit lebih terang dan sedikit lebih redup. Ini sesuai dengan perubahan suhu alam semesta pada skala 1 bagian dalam 100.000. Itu sangat kecil, namun memiliki implikasi yang mendalam. Kita mungkin berpikir bahwa fluktuasi-fluktuasi ini adalah sesuatu yang telah ‘tertulis’ atau yang dicantumkan pada alam semesta ketika alam semesta baru berusia seper triliun triliun detik, dan mereka tumbuh dengan mengembangnya alam semesta. Mereka juga adalah benih-benih dari kluster galaksi dan galaksi yang kita lihat sekarang.

Apa yang dimulai sebagai fluktuasi kuantum ketika alam semesta lebih kecil dari proton sekarang telah berkembang menjadi struktur terbesar di alam semesta, ratusan juta tahun cahaya besarnya. Biarkan hal ini mengendap di otak Anda sejenak.

Dan fluktuasi-fluktuasi ini adalah kunci untuk pengamatan Planck. Dengan melihat perubahan-perubahan kecil dalam cahaya, kita dapat mengetahui banyak tentang alam semesta. Para ilmuwan menghabiskan waktu bertahun-tahun untuk mendapatkan data Planck, dan kemudian mereka menganalisanya. Dan apa yang mereka temukan adalah menakjubkan.

  1. Alam Semesta berusia 13820000000 tahun.
  2. Alam Semesta mengembang sedikit lebih lambat dari yang kita harapkan.
  3. Alam Semesta terdiri dari 4,9% materi normal, 26,8% materi gelap, dan 68,3% energi gelap.
  4. Alam Semesta sedikit ‘tidak simetris’ (lopsided). Meskipun hanya sedikit, tapi yang sedikit itu memiliki implikasi yang mendalam.

Apa artinya semua ini? Mari kita lihat, satu per satu, dibawah ini.

Alam Semesta Berusia 13820000000 Tahun
Usia alam semesta adalah sedikit lebih tua dari yang kami harapkan. Beberapa tahun yang lalu, pesawat ruang angkasa WMAP mengamati alam semesta seperti yang Planck lakukan, dan mendapatkan estimasi terbaik untuk usia kosmik adalah: 13.73 +/- 0.12 miliar tahun.

Planck telah menemukan bahwa alam semesta berusia hampir 100 juta tahun lebih tua dari yang didapatkan WMAP, yaitu: 13820000000 tahun.

Secara sekilas Anda mungkin berpikir ini adalah angka yang benar-benar berbeda. Tapi lihatlah lagi. Ketidakpastian di usia WMAP adalah 120 juta tahun. Itu berarti perkiraan terbaik adalah 13730000000 tahun, tetapi dengan mudah bisa menjadi 13,85 atau 13,61. Angka berapapun dalam kisaran itu pada dasarnya tak terbedakan dalam data WMAP, dan 13.73 hanyalah nilai tengah dari kisaran tersebut.

Dan angka 13820000000 juga masuk dalam kisaran. Meskipun berada diujung yang tinggi, tapi ini bukan masalah besar. Ini benar-benar konsisten dengan perkiraan WMAP, tetapi pengukuran Planck dianggap lebih akurat, dan akan menjadi tolok ukur baru bagi para astronom.

Alam Semesta Mengembang Sedikit Lebih Lambat dari yang Diharapkan
Alam Semesta kita terus mengembang, dan telah mengembang sejak saat dia dilahirkan. Kita dapat mengukur laju pengembangan dengan berbagai cara, misalnya, melihat ledakan bintang jauh. Kita dapat mengukur seberapa cepat mereka bergerak menjauhi kita, tersapu bersama dengan perluasan ruang, dengan melihat seberapa banyak cahaya mereka bergeser ke spektrum merah. Kita juga bisa mengukur jarak mereka, dengan menggunakan berbagai metode, termasuk seberapa cerah mereka terlihat, dan dengan mengetahui kecepatan dan jarak mereka, kita dapat menghitung seberapa cepat alam semesta mengembang.

Semakin jauh Anda berada, semakin cepat Semesta mengembang, dan Planck menemukan bahwa alam semesta semakin besar pada laju 67,3 kilometer per detik per megaparsec. Megaparsec adalah unit dari jarak yang sama dengan 3,26 juta tahun cahaya (angka yang nyaman untuk para astronom). Itu berarti bahwa jika Anda melihat sebuah galaksi yang jauhnya satu megaparsec, maka galaksi tersebut akan tampak menjauh dari Anda dengan laju 67,3 km/detik. Galaksi yang jauhnya dua megaparsecs akan menjauh dengan laju dua kali kecepatan itu, yaitu 134,6 km/detik, dan seterusnya.

Ini disebut konstanta Hubble. Berbagai metode telah digunakan untuk mengukur besarnya konstanta ini selama satu abad terakhir ini, dan beberapa yang terbaik menemukan bahwa besarnya sekitar 74,2 km/s/ Mpc. Pengukuran Planck lebih kecil dari itu, sehingga alam semesta tampaknya mengembang sedikit lebih lambat dari yang kita duga, itulah sebabnya mengapa usia alam semesta juga sedikit lebih tinggi daripada yang pernah diukur sebelumnya.

Karena dua angka ini cukup berbeda, hal ini dapat berarti bahwa konstanta Hubble telah berubah dari waktu ke waktu, meskipun ini terlalu awal untuk menyimpulkannya. AMJG menuliskannya di sini hanya sebagai perkembangan yang menarik. Konstanta Hubble ini sangat sulit untuk diukur, dan AMJG membayangkan para astronom akan berdebat tentang hal ini untuk beberapa waktu yang akan datang.

Alam Semesta Terdiri dari  4,9% Materi Normal, 26,8% Materi Gelap, 68,3% Energi Gelap
Peta Planck yang menunjukkan lokasi seluruh materi di alam semesta kita. Strip di tengah adalah karena cahaya terang dari galaksi kita yang berinterferens dengan latar belakang yang lebih redup

 

 

Fluktuasi- fluktuasi cahaya dari alam semesta awal serta bagaimana mereka didistribusikan dapat digunakan untuk mencari tahu dari apa alam semesta terbuat. Bahan-bahan dan jumlah unsur-unsur penyusun alam semesta adalah:

4,9%   Materi Normal
26,8% Materi Gelap
68,3% Energi Gelap

Materi normal adalah apa yang kita sebut proton, neutron, elektron dll, yang pada dasarnya semua yang dapat kita lihat. Bintang, kacang mete, serat rambut, dan buku-buku, semuanya terbuat dari materi normal. Begitu juga dengan Anda.

Materi gelap adalah zat yang kita tahu ada, tapi itu tak terlihat. Kita melihat efeknya melalui gravitasi, yang mengatur bagaimana galaksi berputar dan kelompok galaksi berperilaku. Di alam semesta, materi gelap lebih dari lima kali lebih banyak dari materi normal.

Energi gelap baru ditemukan pada tahun 1998. Enegi ini sangat misterius, namun bertindak seperti tekanan, meningkatkan laju ekspansi alam semesta. Kita baru tahu sedikit tentang energi ini selain fakta bahwa energi gelap ini ada, dan energi gelap adalah komponen terbesar penyusun alam semesta kita, lebih besar dari materi normal dan gelap digabungkan.

Perkiraan terbaik untuk angka-angka penyusun alam semesta sebelum Planck sedikit berbeda, yaitu:
4,6%   Materi Normal
24%    Materi Gelap
71,4% Energi Gelap

Ini berarti: jumlah energi gelap lebih sedikit dari yang kita duga, sehingga alam semesta memiliki sedikit kurang hal-hal aneh seperti energi gelap, jika itu membuat Anda merasa lebih baik. Tapi masih ada cukup banyak energi gelap!

Kabar baiknya adalah bahwa dengan memiliki angka-angka yang lebih akurat, para astronom berarti dapat menyempurnakan model mereka sedikit lebih baik, dan pemahaman kita tentang alam semesta juga akan sedikit lebih baik. Model yang berbeda tentang bagaimana alam semesta berperilaku memprediksi rasio yang berbeda untuk bahan-bahan penyusun alam semesta ini, sehingga dengan mendapatkan angka-angkan yang lebih akurat berarti kita dapat melihat model mana yang bekerja lebih baik. Kita telah sedang dan akan terus belajar!

Alam Semesta Sedikit Tidak Simetris
(Hanya sedikit, namun memiliki implikasi yang mendalam)
Peta ini menunjukkan peta semua-langit nya Planck dari latar belakang gelombang mikro kosmik, sedangkan peta bawah menunjukkan skala terbesar fitur peta. Salah satu anomali diamati oleh Planck, dan dan telah diisyaratkan sebelumnya oleh misi sebelumnya, yaitu asimetris dalam fluktuasi suhu cahaya kuno di dua bagian dari langit kita. Variasi suhu yang diwakili oleh warna yang berbeda, dengan warna merah yang hangat dan biru yang dingin. Luasnya variasi lebih besar di belahan sebelah kanan daripada yang di sebelah kiri. Ini bertentangan dengan model sederhana diterima dari alam semesta kita, yang menyatakan bahwa langit adalah sama di semua arah.

Dari semua hasil yang diumumkan sejauh ini, yang ini mungkin adalah yang paling provokatif. Kita berharap alam semesta akan cukup halus (smooth) dalam skala besar. Fluktuasi-fluktuasi awal haruslah acak, jadi jika Anda melihat cahaya kuno ini, polanya harus cukup acak.

Dan memang demikian! Distribusi fluktuasi-fluktuasinya memang cukup acak. Mungkin di mata anda akan terlihat bahwa cahaya kuno ini memiliki pola, namun otak kita akan sengsara jika melihat sesuatu yang benar-benar acak, karena kita selalu cenderung memaksakan adanya keteraturan padanya. Anda harus menggunakan komputer, matematika, dan statistik untuk mengukur distribusinya dan untuk menguji keacakan nya, dan Alam Semesta lulus dari ujian itu tes.

Meskipun distribusi fluktuasinya acak, tetapi amplitudo fluktuasi tidak. Amplitudo disini adalah seberapa cerah mereka, seperti tinggi gelombang. Sulit untuk melihat dengan mata, tetapi dalam peta besar yang dibuat oleh Planck, fluktuasi terlihat sedikit lebih terang di satu sisi, dan sedikit lebih gelap di sisi lain. Ini adalah efek yang sangat kecil, tetapi terlihat nyata. Hal ini juga terlihat dalam data WMAP sebelumnya dan saat ini dikonfirmasi oleh Planck. Sebuah model yang sederhana dari alam semesta mengatakan bahwa hal ini seharusnya tidak terjadi.


Alam semesta asimetri (lopsided) pada skala yang luas! Apa artinya ini?

Saat ini, kita tidak tahu, meskipun ada banyak ide-ide yang berusaha menjelaskan mengapa hal ini terjadi, jauh lebih banyak daripada data yang kita memiliki untuk mengujinya. Bisa saja ini berarti energi gelap berubah dari waktu ke waktu, misalnya. Gagasan lain, dan salah satu yang sangat menarik, adalah bahwa kita melihat beberapa pola yang dicantumkan (imprinted) pada alam semesta kita sebelum Big Bang. Ya, kedengarannya gila, tapi ide ini tidak benar-benar gila. Kosmolog terkenal Sean Carroll memiliki beberapa detail tentang ini.

Kita mungkin akan melihat sesuatu yang begitu besar diluar batas skala yang bisa kita lihat. Ini seperti memiliki sebuah rumah besar yang dibangun sedikit miring di lereng bukit. Dengan berdiri didalam satu ruangan, Anda mungkin tidak menyadari kemiringannya, tetapi dengan mengukur elevasi di sebuah kamar di salah satu sisi rumah versus salah satu kamar di sisi lain mungkin akan menunjukkan perbedaan tersebut. Dan itu hanya akan memberi Anda rasa, seberapa besar bukit dimana rumah itu dibangun

Jika kita lihat pada skala kosmik, alam semesta itu sendiri tampak sedikit lopsided, dan kita baru mendapatkan petunjuk itu ketika kita mengukur seluruh alam semesta.

EKSPANSI ALAM SEMESTA – INFLATION THEORY (INFLASI)

2

Teori yang diterima secara luas tentang asal-usul dan evolusi alam semesta kita adalah model Big Bang, yang menyatakan bahwa alam semesta berawal dari sebuah titik yang sangat padat dan sangat panas sekitar 13,82 miliar tahun yang lalu. Jadi, bagaimana alam semesta menjadi sangat besar seperti saat ini dari keadaannya yang hanya sebuah fraksi yang sangat kecil (beberapa milimeter) di masa lalunya?

 
Big Bang bukanlah ledakan dalam ruang! Inilah yang harus kita camkan. Sebaliknya, Big Bang adalah awal dari ruang dan bahkan waktu yang ada di alam semesta.

Kosmolog tidak yakin apa yang terjadi sebelum Big Bang, tapi dengan misi teleskop ruang angkasa yang canggih, bersama teleskop-teleskop yang ada di bumi serta perhitungan yang rumit, para ilmuwan telah bekerja untuk melukis gambaran yang lebih jelas dari alam semesta awal dan pembentukannya.

 
Bagian penting dari usaha ini berasal dari pengamatan latar belakang gelombang mikro kosmik, yang berisi sisa-sisa cahaya dan radiasi yang tersisa dari Big Bang. Peninggalan Big Bang ini meliputi alam semesta dan terlihat oleh detektor microwave, yang memungkinkan para ilmuwan untuk menyusun petunjuk dari alam semesta awal. Pada tahun 2001, NASA meluncurkan Microwave Anisotropy Probe misi Wilkinson (WMAP) untuk mempelajari kondisi saat mereka ada di alam semesta awal dengan mengukur radiasi dari latar belakang gelombang mikro kosmik. Di antara penemuan lainnya, WMAP mampu menentukan umur alam semesta – berusia sekitar 13,7 miliar tahun. Sedangkan Planck yang diluncurkan ESA tahun 2009 memberikan hasil yang lebih rinci yaitu umur alam semesta sekitar 13,82 miliar tahun

Alam Semesta Awal Pertumbuhannya sangat sangat Cepat
Ketika alam semesta masih sangat muda – sekitar 10-35 detik  – ia mengalami percepatan pertumbuhan yang luar biasa, sehingga digambarkan seperti ledakan yang sangat besar atau big bang. Selama ekspansi ledakan ini, yang dikenal sebagai inflasi, alam semesta tumbuh secara eksponensial dan melipat-gandakan ukurannya setidaknya 90 kali. “Alam semesta terus mengembang, dan karena pengembangannya ini, alam semesta mendingin dan menjadi kurang padat. Setelah inflasi, alam semesta terus tumbuh, tetapi pada tingkat yang lebih lambat. Seiring mengembangnya ruang, alam semesta mendingin dan materi terbentuk.
 
Terlalu Panas untuk Bersinar
Unsur-unsur ringan mulai tercipta dalam tiga menit pertama pembentukan alam semesta. Ketika alam semesta mengembang, suhu terdinginkan, dan proton serta neutron bertabrakan membentuk deuterium, yang merupakan isotop hidrogen. Sebagian besar deuterium ini bergabung untuk membentuk helium. Selama 380.000 tahun pertama setelah Big Bang, bagaimanapun, panas yang intens dari penciptaan alam semesta membuatnya terlalu panas bagi cahaya untuk bersinar. Atom-atom saling bertabrakan dengan kekuatan yang cukup untuk memecah menjadi plasma buram proton, neutron dan elektron yang tersebar ringan seperti kabut.

Dan Terciptalah Cahaya
Sekitar 380.000 tahun setelah Big Bang, materi telah cukup terdinginkan bagi elektron untuk bergabung dengan inti membentuk atom netral. Fase ini dikenal sebagai “rekombinasi” dan penyerapan elektron bebas menyebabkan alam semesta menjadi transparan. Cahaya yang dilepaskan pada saat ini dapat dideteksi saat ini dalam bentuk radiasi dari latar belakang gelombang mikro kosmik. Namun, era rekombinasi diikuti oleh periode kegelapan sebelum bintang-bintang dan benda-benda terang lainnya terbentuk.

Era Kegelapan Kosmik
Setelah emisi Microwave Cosmic Background, atau CMB, alam semesta utamanya terdiri dari gas netral.
 
Ada daerah padat, dengan tarikan gravitasi sedikit lebih daripada daerah kurang padat. Tarikan gravitasi ekstra ini berarti bahwa wilayah tersebut lebih banyak materi, dan menjadi semakin padat. Seiring daerah ini menjadi lebih padat, maka daerah ini juga mendapat sedikit panas, tetapi belum cukup panas untuk memulai membentuk apapun. Selain ini, alam semesta pada era ini adalah tempat yang cukup membosankan, dengan tidak ada yang sangat menarik terjadi. Hidrogen netral hanya bersinar sangat samar-samar dalam gelombang radio. Percobaan berikutnya akan berharap untuk memetakan hidrogen netral di alam semesta awal.

Muncul dari Era Kegelapan Kosmik
 Sekitar 400 juta tahun setelah Big Bang, alam semesta mulai keluar dari kegelapan. Periode ini dalam evolusi alam semesta disebut era re-ionisasi.

Fase dinamis ini dianggap berlangsung lebih dari setengah miliar tahun, namun berdasarkan pengamatan baru, ilmuwan berpikir ulang ionisasi mungkin terjadi lebih cepat daripada yang diperkirakan sebelumnya.

Selama masa ini, gumpalan gas yang runtuh cukup untuk membentuk bintang-bintang pertama dan galaksi. Cahaya ultraviolet yang dipancarkan dari peristiwa energetik ini menghapus dan menghancurkan sebagian besar gas hidrogen netral sekitarnya. Proses re-ionisasi, ditambah pembersihan kabut gas hidrogen, menyebabkan alam semesta menjadi transparan terhadap sinar ultraviolet untuk pertama kalinya.

Lebih Banyak Bintang dan Lebih Banyak Galaksi

Para astronom menyisir alam semesta mencari galaksi yang paling jauh dan paling tua untuk membantu mereka memahami sifat-sifat alam semesta awal. Demikian pula, dengan mempelajari latar belakang gelombang mikro kosmik, para astronom dapat menyusun kronologi peristiwa-peristiwa yang terjadi sebelumnya.

Data dari misi yang lebih tua seperti WMAP dan Cosmic Background Explorer (COBE), yang diluncurkan pada tahun 1989, dan misi yang masih beroperasi, seperti Hubble Space Telescope, yang diluncurkan pada tahun 1990, serta yang terbaru dari Planck yang diluncurkan tahun 2009, semuanya membantu ilmuwan untuk mencoba memecahkan misteri yang paling abadi dan menjawab pertanyaan yang paling diperdebatkan dalam kosmologi.

Kelahiran Tata Surya Kita

Tata surya kita diperkirakan telah lahir sedikitnya setelah 9 miliar tahun setelah Big Bang, sehingga berusia sekitar 4,6 miliar tahun. Menurut perkiraan saat ini, matahari adalah salah satu dari lebih 100 miliar bintang di Galaksi Bima Sakti, galaksi kita sendiri, dan mengorbit sekitar 25.000 tahun cahaya jauhnya dari inti galaksi.

Banyak ilmuwan berpikir bahwa matahari dan tata surya kita terbentuk dari awan gas dan debu raksasa yang berputar yang dikenal sebagai nebula surya. Seiring gravitasi membuat nebula menuju keruntuhan, awan gas dan debu raksasa itupun berputar lebih cepat dan ter-ratakan menjadi berbentuk cakram/disk. Selama fase ini, sebagian besar material ditarik ke tengah disk untuk membentuk matahari.

Yang Tak Terlihat di Alam Semesta

Pada tahun 1960 dan 1970-an, astronom mulai berpikir bahwa mungkin ada lebih banyak massa di alam semesta daripada apa yang terlihat. Vera Rubin, seorang astronom di Carnegie Institution of Washington, mengamati kecepatan bintang di berbagai lokasi di galaksi.

Berdasarkan Fisika nya Newton, seharusnya bintang-bintang yang berada di pinggiran galaksi akan mengorbit lebih lambat daripada bintang-bintang yang berada di dekat pusat galaksi. Namun Rubin tidak menemukan perbedaan kecepatan bintang yang signifikan antara bintang-bintang yang berada di tepi dan di dekat pusat galaksi. Bahkan, ia menemukan bahwa semua bintang di galaksi tampaknya mengelilingi pusat galaksi dengan kecepatan yang kurang lebih sama.

Massa misterius tak terlihat ini kemudian dikenal sebagai materi gelap. Materi gelap diperkirakan keberadaannya karena tarikan efek gravitasinya dapat dilihat pada material normal. Satu hipotesis menyatakan materi gelap dibentuk oleh partikel-partikel eksotis yang tidak berinteraksi dengan materi normal selain lewat gravitasi, yang membuatnya begitu sulit untuk dideteksi.

Materi gelap diduga membentuk 24 persen dari alam semesta. Sebagai perbandingan, materi normal hanya kurang dari 5 persen di alam semesta, yang meliputi bintang, planet dan obyek-obyek ruang angkasa yang dapat dilihat lainnya.

Alam Semesta yang Mengembang dan Dipercepat
 Pada tahun 1920, astronom Edwin Hubble membuat penemuan revolusioner tentang alam semesta. Menggunakan teleskop yang baru dibangun di Observatorium Mount Wilson di Los Angeles, Hubble mengamati bahwa alam semesta tidak statis, melainkan mengembang.

Puluhan tahun kemudian, pada tahun 1998, teleskop ruang angkasa yang diberi nama sesuai dengan nama astronom terkenal, Teleskop Ruang Angkasa Hubble, mempelajari supernova yang sangat jauh dan menemukan bahwa, dimasa lalu, alam semesta mengembang lebih lambat dari saat ini. Penemuan ini mengejutkan karena selama ini (sebelum penemuan) diperkirakan bahwa gravitasi dari materi-materi di alam semesta akan memperlambat ekspansi, atau bahkan menyebabkan alam semesta mengerut atau berkontraksi.

Energi gelap diperkirakan menjadi kekuatan aneh yang menarik kosmos terpisah dengan kecepatan yang terus meningkat, tetapi energi ini tetap tidak terdeteksi dan masih diselimuti misteri. Keberadaan energi ini sulit dipahami, namun penyusun alam semesta 73 persennya adalah energi gelap, sehingga menyebabkannya menjadi salah satu topik yang paling hangat diperdebatkan dalam kosmologi.

Masih Banyak Yang Belum Diketahui

meskipun banyak yang telah ditemukan tentang penciptaan dan evolusi alam semesta, ada pertanyaan abadi yang tetap belum terjawab. Materi gelap dan energi gelap tetap menjadi dua misteri terbesar, tapi kosmolog terus menyelidiki alam semesta dengan harapan pemahaman yang lebih baik tentang bagaimana semuanya dimulai.

KRONOLOGI ALAM SEMESTA – INFLATION : CMB

0

Penemuan radiasi latar belakang kosmik dalam bentuk gelombang mikro (Cosmic Microwave Background atau CMB) merupakan salah satu penemuan terpenting abad ini. Betapa tidak, penemuan ini telah mengubah pandangan modern manusia tentang alam semesta yang dihuninya. Meski fenomena pengembangan alam semesta telah lebih dulu diungkap oleh Edwin Hubble pada tahun 1929, penemuan CMB memperkuat dukungan pada teori Big Bang, suatu teori penciptaan alam semesta melalui ledakan maha dahsyat dari titik berukuran nol dengan kerapatan serta suhu tak berhingga tingginya. Ledakan ini telah menciptakan suatu kesetimbangan termal benda hitam (black body) di masa lampau yang fosilnya ternyata masih dapat teramati saat ini.

Benda hitam merupakan suatu idealisasi sistem tertutup yang memiliki kesetimbangan termal dengan distribusi intensitas radiasi berbentuk unik dan universal serta hanya bergantung pada temperatur sistem. Benda hitam sempurna tidak pernah eksis di permukaan bumi, namun karena diperkirakan hanya ada satu alam semesta (paling tidak yang berhasil diamati), maka alam semesta yang kita huni ini logis dianggap sebagai benda hitam sempurna.

Adalah Arno Penzias dan Robert Wilson yang telah berjasa menemukan CMB pertamakali pada tahun 1964 dalam bentuk derau (noise) radio yang pada saat itu sangat membingungkan mereka. Kedua ilmuwan tersebut bekerja di laboratorium Bell di New Jersey dengan sebuah teleskop radio ultrasensitif (dipandang saat itu) yang dirancang untuk menerima sinyal dari satelit. Teleskop tersebut yang diberinama Holmdel Horn Antenna menangkap derau yang berasal jauh dari luar angkasa dan, yang paling membingungkan kedua ilmuwan, sinyal tersebut tidak bergantung pada arah fokus teleskop serta tidak bergantung pada waktu pengamatan. Pengukuran yang mereka lakukan mengantar pada kesimpulan bahwa derau tersebut adalah radiasi gelombang mikro dengan panjang gelombang 7 centimeter yang sebenarnya (saat ini) dapat ditangkap oleh televisi biasa jika ditala pada kanal kosong. Untuk penemuan yang sangat menghebohkan ini Penzias dan Wilson dianugrahi hadiah Nobel pada tahun 1978.

Gambar 1. Arno Penzias (kiri) dan Robert Wilson pada tahun 1978 di luar Holmdel Horn Antenna

Dari sifat isotropiknya wajar jika diyakini bahwa radiasi CMB berasal dari tempat yang sangat jauh di jagad raya. Namun bagaimana para ilmuwan dapat yakin bahwa radiasi ini merupakan fosil dari ledakan maha dahsyat di masa lampau saat alam semesta tercipta?

Lebih dari duapuluh tahun sebelum penemuan CMB, George Gamow, seorang profesor fisika pada George Washington University di Washington D.C., bersama dengan mahasiswanya mengusulkan teori penciptaan alam semesta melalui ledakan yang sangat dahsyat yang mereka sebut sebagai teori Big Bang. Dua orang mahasiswanya, Ralph Alpher dan Robert Herman, pada tahun 1949 kemudian memperkirakan bahwa temperatur rata-rata alam semesta saat ini sebagai konsekuensi dari ledakan besar di masa lalu serta berkembangnya alam semesta pada kisaran 5 derajat Kelvin (minus 268 derajat Celsius). Sayangnya mereka tidak sempat mengusulkan eksperimen dengan menggunakan teleskop radio, meski pada tahun 1963 dua ilmuwan Rusia sempat menanyakan penemuan Ed Ohm yang melaporkan pengukuran derau statik pada tingkat 3 Kelvin. Ohm sendiri tidak mampu memisahkan derau tadi dengan derau yang berasal dari peralatannya.

Lalu bagaimana hubungan antara derau statik gelombang mikro dengan temperatur alam semesta? Inilah kisah sukses fisika selain mekanika kuantum dan mekanika relativistik. Di dalam termodinamika, salah satu cabang fisika yang banyak membahas hubungan antara temperatur dan sifat suatu zat, dikenal hukum Wien yang menyatakan bahwa untuk distribusi radiasi benda hitam perkalian antara panjang gelombang radiasi berintensitas maksimum dengan temperaturnya ekivalen dengan bilangan 0,3. Pengukuran yang dilakukan oleh Penzias dan Wilson tidak persis tepat pada puncak distribusi, namun karena kegigihan dan keyakinan para ilmuwan, pengukuran-pengukuran yang dilakukan selama lebih dari dua dekade, hingga tahun 1991 dengan menggunakan satelit COBE, berhasil mengkonfirmasi distribusi radiasi benda hitam dari CMB dengan akurasi yang sangat mengesankan (lihat gambar 2). Dari distribusi tersebut diperoleh kesimpulan bahwa temperatur alam semesta saat ini, lebih dari 10 milyar tahun setelah Big Bang, adalah 2,726 Kelvin.

 
Gambar 2. Galaksi Andromeda yang merupakan tetangga terdekat galaksi kita, meskipun demikian jarak galaksi ini lebih dari dua juta tahun cahaya dari bumi. Jadi, gambar ini memperlihatkan keadaan galaksi Andromeda lebih dari dua juta tahun yang lalu, jauh sebelum peradaban manusia (yang dikenal) lahir. Galaksi ini pertamakali diamati oleh astronom muslim Persia Abdul Rahman Al-Sufi pada tahun 964 dan dipublikasikan dalam bukunya yang berjudul Kitab al-Kawatib al-Thabit al-Musawwar. Di kalangan kaum orientalis buku ini kemudian lebih dikenal dengan nama The Book of Fixed Stars. Diperkirakan, ada sekitar 10 milyar galaksi yang dapat diamati manusia dari permukaan bumi.
 
Gambar 3. Distribusi intensitas radiasi benda hitam dari radiasi CMB (Cosmic Microwave Background) yang berhasil dikonfirmasi secara akurat oleh pengamatan (eksperimen). Garis merah merupakan perhitungan teori untuk temperatur alam semesta rata-rata ekivalen dengan 2,726 Kelvin. Data-data eksperimen diambil dari berbagai sumber. Gambar diambil dari Particle Data Book 2000.

Kronologi Alam Semesta
Distribusi radiasi CMB meyakinkan ilmuwan bahwa jauh di masa lampau telah terjadi kesetimbangan termal di alam semesta. Karena alam semesta terus berkembang hingga kini, masuk akal jika temperatur saat itu diperkirakan sangat tinggi. Para ilmuwan menggunakan hukum-hukum fisika untuk memperkirakan sifat-sifat alam semesta di awal terciptanya, bahkan ekstrapolasi dapat dilakukan hingga mendekati Big Bang. Meski demikian, karena temperatur saat ledakan (pada usia 0 detik) sangat tinggi, menuju nilai tak berhingga, hukum-hukum fisika tidak lagi valid di sini. Dalam matematika keadaan seperti ini dinamakan keadaan singular. Karena matematika tidak dapat sepenuhnya berurusan dengan bilangan tak berhingga, hukum-hukum fisika yang diformulasikan dalam matematika tidak lagi memiliki arti pada kondisi singularitas. Pada awal terciptanya, alam semesta memiliki ukuran tak berhingga kecil (menuju nol) namun kerapatan materinya sangat tinggi. Baru setelah 10-43 detik (satu per sepuluh juta triliun triliun triliun detik) dari ledakan situasi jagad raya dapat diakses dengan menggunakan teori-teori fisika mutakhir. Diperkirakan pada saat itu temperatur jagad raya mencapai 1032 K atau sepuluh triliun triliun kali lebih tinggi dari temperatur inti matahari. Periode yang dimulai pada usia 0 hingga 10-43 detik dikenal sebagai periode (masa) Planck yang hingga saat ini masih merupakan misteri bagi sains. Para ilmuwan mengimpikan sebuah teori yang dapat menggabungkan teori kuantum dengan teori gravitasi yang diharapkan dapat menguak apa yang terjadi pada masa Planck. Teori yang dinamakan teori gravitasi kuantum ini tentulah sangat sulit mengingat bahwa domain kuantum (daerah dimana efek kuantum dominan) berukuran mikroskopik maksimal sebesar atom atau molekul, sedangkan gaya gravitasi terlihat superior pada skala planet atau galaksi. Meski demikian, usaha ke arah sana sudah banyak dilakukan, misalnya melalui gagasan teori Superstring yang mempostulasikan ruang dengan dimensi 10 atau 26 pada masa Planck. Dimensi-dimensi tersebut berkontraksi setelah masa Planck dan menyisakan hanya 3 dimensi ruang serta satu dimensi waktu saat ini.

Setelah masa Planck alam semesta memasuki masa Penggabungan Agung (Grand Unification). Pada masa ini semua gaya fundamental kecuali gaya gravitasi sama kuatnya. Saat itu alam semesta masih belum berisi apa-apa kecuali sup plasma dengan temperatur lebih dari seratus ribu triliun triliun Kelvin. Periode ini tidak berlangsung lama dan alam semesta mengalami inflasi (pengembangan secara cepat) yang diakhiri dengan pemisahan gaya lemah dan gaya elektromagnetik. Setelah kedua macam gaya tersebut terbedakan, sup plasma panas berubah menjadi sup elektron-quark beserta partikel-partikel pembawa gaya elektrolemah yaitu partikel W dan Z. Partikel-partikel tersebut eksis di alam semesta bersama anti partikel mereka yang jika bergabung akan bertransformasi menjadi radiasi dan sebaliknya radiasi yang ada dapat segera berubah menjadi partikel dan anti-partikel.

Seperseratus ribu detik setelah ledakan temperatur alam semesta turun menjadi 10 triliun Kelvin atau sekitar seribu kali lebih panas dari temperatur pusat matahari. Pada saat ini sup quark berkondensasi menjadi proton dan netron yang merupakan komponen dasar dari nukleus atau inti atom.

Sekitar tiga menit kemudian temperatur terus menurun menjadi satu milyar Kelvin. Energi kinetik yang dihasilkan temperatur sebesar ini sudah tidak mampu lagi menahan gaya nuklir kuat antara proton dan netron yang selanjutnya bergabung menjadi nucleus-nukleus ringan. Proses ini dinamakan sebagai proses nukleosintesis. Proton dan netron bergabung menjadi nukleus deuterium. Deuterium kemudian menangkap sebuah netron membentuk inti tritium. Selanjutnya Tritium bergabung dengan sebuah proton menjadi inti Helium. Proses ini berlanjut terus hingga mencapai inti atom Lithium, namun dengan peluang yang semakin kecil. Dengan demikian teori Big Bang meramalkan kelimpahan Hidrogen dan Helium di dalam alam ini. Konfirmasi ramalan ini diperoleh melalui spektrum bintang-bintang serta galaksi yang dapat diamati dari bumi.

Setelah 3 menit pertama berlalu tidak banyak perubahan yang terjadi kecuali temperatur terus menurun dan alam semesta semakin besar hingga usia jagad raya mencapai 300.000 tahun. Di usia ini alam semesta telah mendingin menjadi 3000 Kelvin, suatu kondisi temperatur yang masih mampu melelehkan kebanyakan logam yang kita kenal. Walaupun temperatur ini masih sangat tinggi, energi kinetik yang dimiliki oleh elektron tidak mampu lagi menahan gaya tarik menarik Coulomb antara elektron dan nukleus. Elektron kemudian bergabung dengan nukleus membentuk atom sehingga seluruh sup plasma tadi akhirnya berubah menjadi atom-atom. Mulai saat ini radiasi tidak lagi bertransformasi menjadi partikel dan anti-partikel, sehingga dikatakan bahwa alam semesta mulai terlihat transparan oleh radiasi. Radiasi foton selanjutnya dapat bergerak bebas bersama mengembangnya alam semesta. Dengan demikian, radiasi CMB yang teramati oleh para ilmuwan adalah fosil radiasi yang berasal dari 300.000 tahun setelah terjadinya Big Bang.

Dalam beberapa jam setelah Big Bang pembentukan Helium serta elemen-elemen ringan lainnya berhenti. Alam semesta terus berkembang dan mendingin, namun dibeberapa lokasi yang memiliki kerapatan jauh lebih besar dibandingkan di tempat lain proses pengembangan tersebut agak lambat akibat gaya tarik menarik gravitasi yang relatif lebih besar. Bahkan di tempat-tempat tertentu di alam semesta proses pengembangan berhenti sama sekali dan elemen-elemen yang ada di tempat itu mulai merapat. Karena gaya gravitasi semakin bertambah, gas-gas Hidrogen dan Helium mulai berrotasi untuk mengimbangi tarikan gravitasi. Proses ini selanjutnya melahirkan galaksi-galaksi yang berputar dan memiliki berbagai macam bentuk seperti cakram dan elips, bergantung pada kecepatan rotasi serta gaya gravitasinya.
Selanjutnya gas-gas Hidrogen dan Helium dalam galaksi akan pecah menjadi awan-awan yang lebih kecil dan juga mengalami proses kontraksi karena masing-masing memiliki gaya gravitasi sendiri. Karena atom-atom di dalam awan-awan tersebut saling bertumbukan, tarikan gravitasi mengakibatkan tekanan bertambah dan temperatur terus meningkat yang pada akhirnya sanggup untuk menyulut reaksi nuklir fusi. Reaksi ini akan mengubah Hidrogen menjadi Helium dan berlangsung relatif lama karena persediaan Hidrogen yang berlimpah dan terjadi keseimbangan antara gaya gravitasi dengan gaya ledakan nuklir. Helium kemudian diubah menjadi elemen-elemen yang lebih berat melalui proses fusi hingga menjadi Karbon dan Oksigen. Tahapan selanjutnya menghasilkan bintang-bintang di dalam galaksi yang sebagian meledak sambil melemparkan bahan bakar untuk membentuk bintang-bintang generasi baru. Matahari kita adalah salah satu contoh dari bintang jenis generasi baru ini. Sebagian kecil pecahan ledakan yang mengandung element-elemen lebih berat tidak lagi sanggup untuk menyalakan reaksi fusi nuklir karena elemen-elemennya relatif sudah stabil dan temperaturnya tidak cukup tinggi. Bagian ini akhirnya membentuk planet-planet yang mengorbit bintang seperti bumi kita yang mengorbit matahari.

Pada saat bumi terbentuk, sekitar 5 milyar tahun yang lalu, temperaturnya sangat tinggi dan tidak memiliki atmosfir. Setelah agak lama barulah temperatur bumi menurun dan atmosfir mulai terbentuk karena adanya emisi gas dari batu-batuan di atas permukaan bumi. Namun, atmosfir pertama ini bukanlah atmosfir yang dapat mendukung kehidupan seperti saat ini, karena atmosfir bumi mula-mula terdiri dari gas-gas beracun seperti Hidrogen Sulfida. Untungnya beberapa makhluk primitif yang ada saat itu membutuhkan gas-gas tersebut untuk bernafas dan menghasilkan Oksigen sebagai gas buangan ke permukaan bumi, sehingga permukaan bumi akhirnya dipenuhi oleh gas Oksigen. Karena gas Oksigen sendiri merupakan racun bagi makhluk primitif ini, sebagian besar dari mereka akhirnya punah secara alami, sedangkan sebagian lagi dapat menyesuaikan diri dengan mengkonsumsi Oksigen sebagai kebutuhan hidupnya.


Masalah yang Dihadapi Teori Big Bang
Teori Big Bang standar (Standard Big Bang atau SBB) berhasil membangun hubungan antara jarak bintang dengan besar pergesaran merah yang teramati, serta dapat menjelaskan berlimpahnya elemen-elemen ringan seperti Helium, Deuterium, dan Lithium. Untuk menjelaskan fenomena-fenomena tersebut SBB hanya memerlukan satu konstanta sebagai input yaitu rasio antara kerapatan baryon dengan kerapatan foton di alam semesta saat ini. Namun yang paling penting sekali adalah SBB berhasil meramalkan keberadaan distribusi radiasi benda hitam dari CMB yang berhasil dikonfirmasi dengan akurasi yang sangat tinggi.

Di balik semua kesuksesan itu teori SBB ternyata memiliki cacat. Teori SBB tidak dapat menjelaskan mengapa radiasi CMB sangat isotropik. SBB juga menghadapi masalah yang dikenal sebagai problem horizon, yaitu jarak maksimal yang dapat ditempuh cahaya setelah ledakan jauh lebih kecil dibandingkan dengan jarak gelombang mikro dari foton yang teramati pada temperatur yang sama (dengan kata lain, ukuran alam semesta pada saat itu yang terlihat dari masa sekarang jauh lebih besar dari ukuran yang dapat ditempuh cahaya setelah terjadinya Big Bang). Disamping itu, bagi teori SBB fenomena alam semesta yang cenderung flat (fenomena yang memperlihatkan kecenderungan alam semesta untuk terus berkembang) juga masih merupakan misteri. Problem lain adalah SBB secara internal tidak konsisten karena SBB bersandar pada asumsi bahwa materi merupakan zat alir ideal atau fluida klasik, padahal semua ilmuwan tahu bahwa pada temperatur sangat tinggi penjelasan materi sebagai gas ideal klasik tidak lagi valid.

Karena Teori Medan Quantum (Quantum Field Theory atau QFT) merupakan satu-satunya teori yang berlaku pada energi (temperatur) sangat tinggi, maka solusi problem terakhir adalah melalui modifikasi SBB dengan QFT. Masuknya QFT pada kosmologi Big Bang ternyata memberi jalan pada penemuan skenario inflasi alam semesta yang mempostulatkan bahwa pada suatu masa alam semesta mengalami pengembangan secara eksponensial. Pada masa ini energi materi disimpan dalam bentuk lain dan dilepas sebagai energi termal di akhir proses inflasi.

Skenario inflasi tentu saja dapat menyelesaikan problem horizon karena ukuran alam semesta setelah inflasi konsisten dengan kerucut cahaya masa lampau (ukuran alam semesta di masa lampau dilihat dari masa sekarang). Selain itu skenario inflasi juga dapat menyelesaikan masalah flatness karena pada masa inflasi entropi semesta bertambah dengan faktor yang sangat besar yang pada akhirnya mendorong alam semesta untuk mengambil bentuk flat. Pembuktian secara akurat diperoleh dengan menggunakan persamaan Friedmann-Robertson-Walker, yang merupakan kasus khusus dari persamaan Einstein dalam teori relativitas umum.

Masalah Pada Saat Penciptaan

Mungkin, masalah yang paling fundamental dalam teori Big Bang adalah masalah penciptaan atau pada saat alam semesta berusia 0 detik. Seperti sudah dijelaskan di atas, pada saat itu teori Big Bang meramalkan kondisi singularitas yang tidak dapat diakses dengan teori fisika semutakhir apa pun. Namun, kalau pun kita mengabaikan kondisi ini, teori penciptaan alam semesta tampaknya tidak dapat diterima oleh fisika karena menyalahi aturan fisika yang paling fundamental, kekekalan energi. Hukum kekekalan energi merupakan dasar fisika dan belum pernah ada bukti-bukti eksperimen eksplisit bahwa hukum kekekalan energi ini dilanggar. Jika pada saat sebelum alam semesta tercipta tidak terdapat apa-apa sedangkan saat ini kita dapat mengamati alam semesta yang maha luas, maka hukum kekekalan energi telah dilanggar sebesar massa semesta dikalikan dengan kuadrat kecepatan cahaya, E = mc2 , sesuai dengan teori Einstein. Di manakah letak solusinya?
Sebagian ilmuwan berpendapat bahwa energi total alam semesta tetap nol. Energi yang berasal dari massa alam semesta adalah energi positif, sedangkan energi yang mengikat alam semesta akibat gaya tarik menarik gravitasi yang dialami oleh setiap partikel merupakan energi negatif. Kedua jenis energi tersebut saling menghilangkan, sehingga energi total semesta tetap nol sesuai dengan kondisi sebelum alam semesta diciptakan. Pendapat ini juga mendukung adanya materi yang tidak terdeteksi yang tersebar di alam semesta yang disebut materi gelap (dark matter).

Untuk menjawab masalah penciptaan materi dari keadaan ‘tidak ada’ menjadi ‘ada’ ilmuwan berpaling pada teori kuantum. Di dalam teori kuantum keadaan ‘tidak ada’ ini dikenal dengan istilah vacuum, suatu keadaan yang ternyata tidak kosong sama sekali namun terdiri dari dinamika penciptaan dan pemusnahan partikel serta anti-partikel dalam waktu yang sangat singkat. Mengapa partikel dan anti-partikel dapat diciptakan dari sesuatu yang tidak ada dan keduanya dapat dimusnahkan tanpa ada bukti sisa radiasi anihilasi? Jawabannya adalah melalui ketidakpastian Heisenberg yang menyatakan bahwa ketidakpastian pengukuran energi berbanding terbalik terhadap ketidakpastian waktu pengukuran dengan konstanta Planck sebagai konstanta pembanding. Ketidakpastian Heisenberg secara implisit memperbolehkan pelanggaran energi dalam suatu sistem asalkan waktu pelanggaran sangat singkat, semakin besar pelanggaran energi semakin singkat waktu yang diperbolehkan. Dengan demikian keadaan vacuum terdiri dari lautan partikel dan anti-partikel yang eksis dan musnah dalam waktu sangat singkat. Fluktuasi vacuum ini juga mengakibatkan black hole (lubang hitam) bersifat tidak ‘benar-benar hitam’ karena ia dapat menarik partikel sambil meradiasikan anti-partikel dari dalam vacuum.

Setelah terjadinya Big Bang jumlah partikel dan anti-partikel sama banyaknya. Keduanya dapat bergabung menjadi radiasi dan sebaliknya radiasi dapat menghasilkan pasangan partikel dan anti-partikel. Mengapa saat ini yang teramati di alam semesta hanyalah materi, atau dengan kata lain ke mana perginya anti-materi?

Eksperimen dan teori fisika telah berhasil membuktikan bahwa alam semesta beserta isinya memperlihatkan sifat simetri dengan cacat yang sangat kecil. Pada saat terjadi kesetimbangan termal antara pasangan partikel dan anti-partikel dengan radiasi, tidak semua proton beranihilasi dengan anti-proton dan sebaliknya tidak semua radiasi menghasilkan pasangan partikel dan anti-partikel. Cacat simetri yang sangat kecil ini akhirnya meninggalkan lebih banyak materi dibandingkan dengan anti-materi, sehingga alam semesta yang terlihat sekarang disusun sepenuhnya oleh materi. Beberapa jenis anti-partikel yang teramati di ruang angkasa diperkirakan berasal dari reaksi nuklir yang berasal dari bintang-bintang tertentu.


Nasib Alam Semesta di Masa Mendatang

Jauh sebelum CMB terdeteksi oleh Penzias dan Wilson, seorang ilmuwan Rusia bernama Alexander Friedmann mencatat kekeliruan Einstein pada persamaan relativitas umumnya. Sementara Einstein dan para fisikawan lain sibuk memodifikasi persamaan gravitasi untuk membuat alam semesta bersifat statik, Friedmann mengajukan dua asumsi sederhana tentang alam semesta. Pertama: alam semesta terlihat sama ke arah mana pun kita memandang. Kedua: hal tersebut benar dari mana pun kita memandang alam semesta. Untuk skala manusia tentu saja asumsi ini terlihat terlalu ceroboh, namun untuk skala milyaran galaksi simulasi-simulasi komputer saat ini memperlihatkan kebenarannya. Dari kedua asumsi tersebut Friedmann memperlihatkan bahwa alam semesta haruslah berkembang. Bahkan pada tahun 1922 ia dapat meramalkan secara akurat apa yang akhirnya ditemukan oleh Hubble pada tahun 1928.

Dalam pemikiran Friedmann ada tiga kemungkinan (model) yang akan terjadi pada alam semesta di masa mendatang.

Kemungkinan pertama adalah alam semesta bersifat tertutup (closed universe). Kemungkinan ini terjadi jika gaya gravitasi yang dihimpun oleh semua galaksi relatif sangat kuat, sehingga mampu untuk menekuk ruang (space) menjadi bentuk seperti permukaan sebuah bola jika kita bayangkan alam semesta hanya terdiri dari dua dimensi. Untuk model ini alam semesta akan berhenti berkembang pada suatu masa dan gaya gravitasi akan kembali menyatukan semua galaksi menuju ke satu titik. Apa yang terjadi kemudian adalah kehancuran semesta yang dikenal dengan istilah Big Crunch atau kebalikan dari Big Bang.

Kemungkinan kedua adalah gaya gravitasi terlalu lemah untuk mengatasi proses pengembangan alam semesta sehingga alam semesta akan terus menerus berkembang dengan cepat dan selamanya (open universe)

Kemungkinan yang terakhir akan terjadi jika proses pengembangan alam semesta tidak terlalu cepat namun hanya cukup untuk mengeliminasi gaya gravitasi, sehingga alam semesta berkembang menuju ukuran tertentu dan kecepatan pengembangannya berkurang sedikit demi sedikit menuju nol. Pada kasus ini alam semesta dikatakan bersifat flat. (flat universe).

Gambar 5. Flat Universe adalah alam semesta akan berhenti mengembang dalam ukuran tertentu, Closed Universe adalah alam semesta akan mengecil kembali setelah mengembang dan Open universe adalah alam semesta akan terus mengembang selamanya.

Dari ketida model tersebut mana yang paling mungkin menurut para ilmuwan? Karena peluang untuk setiap model sangat bergantung pada laju berkembangnya semesta serta besar gaya gravitasi yang dimilikinya, maka informasi tentang kerapatan rata-rata alam semesta sangat menentukan. Jika kerapatan rata-rata ini lebih kecil dari suatu nilai kritis maka alam semesta akan terus berkembang untuk selamanya. Namun jika sebaliknya maka kehancuran alam semesta akan terjadi melalui proses Big Crunch.

Hingga saat ini hasil pengukuran dan perhitungan kebanyakan mengarah pada nilai kritis yang berarti bahwa alam semesta cenderung untuk bersifat flat. Meski demikian, banyak ketidakpastian yang harus diperhitungkan para ilmuwan. Salah satu dari yang paling membingungkan para ilmuwan adalah pada pengukuran konstanta Hubble, suatu konstanta yang menghubungkan antara jarak bumi-bintang dengan pergeseran merah (red shift) bintang tersebut. Konstanta Hubble yang banyak diyakini oleh para astronom saat ini menghasilkan usia alam semesta pada kerapatan kritis sekitar 10 milyar tahun. Kontrasnya, pengukuran memperlihatkan bahwa usia bintang tertua dalam galaksi kita paling tidak telah hampir 14 milyar tahun. Wajar saja jika perdebatan yang sangat sengit masih mewarnai masalah ini.

Bagi kita sendiri, sebagai manusia yang hidup di masa kini, model mana yang mungkin terjadi tidak akan menjadi masalah. Meski alam semesta keesokan hari mulai mengkerut menuju kehancuran, waktu yang dibutuhkan tentulah paling tidak 10 milyar tahun lagi. Pada saat itu tentu saja seluruh manusia dan peradabannya di permukaan bumi telah lama punah karena matahari sudah kehabisan bahan bakar. Kecuali, seperti kata Stephen Hawking dalam bukunya A Brief History of Time, jika manusia sudah mengkoloni tatasurya atau galaksi-galaksi lain yang masih memungkinkan berjalannya kehidupan. Jika kasus terakhir ini terjadi maka manusia-manusia di akhir zaman akan dapat “menikmati” perubahan warna langit menjadi merah lalu membara dan terang benderang karena peningkatan temperatur menuju ke tak hingga.

Apa yang akan terjadi setelah Big Crunch tidak ada yang tahu, karena apa yang terjadi setelah keadaan singularitas tidak dapat diprediksi dengan menggunakan pengetahuan manusia saat ini. Namun jika alam semesta ini terus berkembang, maka ia akan menuju ke temperatur nol absolut. Alam semesta akan terus menerus mendingin dan mati karena tidak ada lagi proses transfer energi yang merupakan prinsip dasar dari kehidupan.