Mempertanyakan Keberadaan Dark Energy

Teori tentang keberadaan energi gelap atau dark energy, berawal dari penemuan yang cukup mengejutkan pada akhir tahun 1990an yang menyatakan bahwa alam semesta mengembang dipercepat. Materi yang ada di alam semesta semestinya menahan pembentukan ruang waktu, dan memperlambat ekspansi alam semesta. Akan tetapi data pengamatan terhadap supernova mengatakan sebaliknya. Cahaya yang kita terima dari sebuah supernova pada redshift (besaran jarak dalam kosmologi diukur dari pergeseran merah yang dialami objek) tertentu ternyata lebih redup dari yang diperkirakan semula, jika alam semesta mengembang dengan kecepatan konstan. Fakta ini membawa para ahli astronomi pada kesimpulan bahwa alam semesta mengembang dipercepat. Namun kemudian muncul pertanyaan baru, bagaimana mungkin alam semesta yang dipenuhi materi bisa mengembang dipercepat. Logikanya; materi yang mengisi alam semesta seharusnya akan menahan laju mengembangnya alam semesta.

Penjelasan terhadap hal ini hanya bisa didapat jika 70% dari kosmos kita berisi substansi yang mampu mendorong pengembangan alam semesta dan bukan menahan pengembangan tersebut. Hingga saat ini, para ahli masih belum mengetahui secara pasti akan substansi ini hingga mereka menyebutnya energi gelap/dark energy.

Teka-teki tentang apa sebenarnya energy gelap ini masih belum bisa dipecahkan hingga kini, satu dekade setelah penemuan mengejutkan tentang alam semesta mengembang dipercepat. Fenomena ini membawa para ahli untuk meninjau kembali postulat dasar yang membawa mereka pada kesimpulan akan keberadaan energi gelap ini. Salah satu dari postulat yang dimaksud adalah prinsip Copernicus yang menyatakan bahwa Bumi bukanlah pusat alam semesta dan juga bukan merupakan posisi yang istimewa di alam semesta.

Jika prinsip ini diabaikan, maka kita bisa menemukan gambaran yang berbeda sama sekali tentang alam semesta. Selama ini kita berbicara tentang pengembangan alam semesta secara keseluruhan. Sederhananya seperti ketika kita berbicara tentang balon yang ditiup. Yang kita maksud adalah seberapa besar balon ukuran balon secara keseluruhan yang bisa kita hasilkan. Bukan peregangan untuk setiap bagian permukaan balon. Padahal kita sering menyaksikan bahwa beberapa bagian permukaan balon tidak meregang sebanyak/seluas bagian yang lainnya.

Dengan mengaplikasikan skenario ini terhadap alam semesta, yang menghasilkan hipotesa baru bahwa alam semesta mengembang secara tidak merata, kita akan menemukan gambaran alam semesta yang lebih kompleks. Gambaran baru ini dikenal dengan nama “Alam Semesta Tak Homogen (Inhomogeneous Universe)”. Tokoh-tokoh yang banyak mengkaji hipotesa baru ini antara lain George Ellis, Charles Helaby, dan Nazeem Mustapha dari University of Cape Town di Afrika selatan. Kemudian juga diikuti oleh Marie-Noëlle Célérier dari Observatorium Paris–Meudon di Prancis.

Beberapa asumsi yang diperlukan antara lain: ekspansi alam semesta diperlambat disetiap arah dan kita hidup dalam sebuah void (ruang berkerapatan sangat rendah, tapi tidak hampa) raksasa. Semakin kosong alam semesta, maka akan semakin sedikit materi yang mampu menahan ekspansi alam semesta itu sendiri. Dengan kata lain, kecepatan ekspansi lokal lebih cepat di dalam void dibanding tempat lainnya. Di pusat void, kecepatan ekspansi mencapai maksimum dan semakin menjauh dari pusat, kecepatan ekspansi ini semakin menurun.

Jika sebuah supernova yang berada jauh dari pusat void meledak, dan kita, pengamat, berada di atau dekat pusat void tersebut, maka cahaya supernova akan melewati daerah-daerah yang laju ekspansinya makin lama makin cepat untuk bisa mencapai pengamat. Setiap daerah yang dilewati oleh cahaya supernova ini akan memberikan efek ‘peregangan’ terhadap cahaya supernova tersebut. Efek ini secara akumulatif menghasilkan nilai redshift yang kita amati. Cahaya ini mengalami pergeseran merah (redshift) yang lebih sedikit dibanding cahaya dari supernova yang sama dalam alam semesta yang mengembang dengan laju konstan. Sebaliknya, untuk mendapatkan nilai redshift yang sama dalam alam semesta tak homogen, cahaya harus melewati jarak yang lebih jauh dan karenanya akan terlihat lebih redup.

Walaupun hipotesa “Alam Semesta Tak Homogen”, bisa menjelaskan fenomena cahaya supernova ini tanpa menyisakan tanda tanya lain, namun hipotesa ini merupakan penolakan yang sangat ekstrim terhadap prinsip kosmologi yang kita kenal selama ini. Dan tentunya masih banyak yang harus dilakukan untuk menjadikan hipotesa ini sebagai suatu teori baru. Termasuk memperbanyak survey terhadap struktur-struktur besar di alam semesta.

Sumber: Scientific American April 2009

Origin of The Universe

Sebagaimana yang kita ketahui Alam semesta tidak bersifat statis melainkan dinamis dengan proses yang sangat kompleks yang terjadi di dalamnya. Karena sifat dinamis serta kompleksitas proses yang dialaminya, bisa dipastikan bahwa alam semesta yang kita kenal sekarang tidaklah sama seperti alam semesta pada saat kelahirannya yang dimulai dengan ledakan besar big bang. Fraksi pertama pada saat kelahirannya, alam semesta  sangat panas, dan merupakan kumpulan partikel-partikel kehidupan yang sangat dasar. Seiring mengembang dan mendinginnya alam semesta, terbentuklah lapisan demi lapisan yang terdiri dari neutron dan proton, inti atom, atom, galaksi, gugus galaksi, dan pada akhirnya super gugus.

Pada saat ini, alam semesta yang bisa diamati diisi oleh 100 milyar galaksi, yang masing-masing galaksi terdiri dari 100 milyar bintang yang mungkin juga memiliki planet-planet seperti Matahari kita. Galaksi sendiri diikat oleh system gravitasi yang sangat kuat serta materi gelap yang misterius. Mengembangnya alam semesta juga dikendalikan oleh energy gelap, suatu bentuk energy yang bahkan lebih misterius karena gravitasinya justru bersifat menolak bukannya menarik.

Pada tahun 1920-an Edwin Hubble menemukan bahwa galaksi-galaksi bergerak saling menjauh satu sama lain dengan pola yanh umum. Pola ini kemudian berhasil digambarkan melalui hubungan matematis yang sekarang kita kenal sebagai Hukum Hubble yang menyatakan bahwa semakin jauh jarak galaksi-galaksi ini, maka gerak menjauhnya semakin cepat.

Alam semesta dalam proses mengembangnya juga menyertakan galaksi serta semua isinya dalam proses tersebut, termasuk cahaya. Cahaya dalam hal ini mengalami peregangan atau pergeseran merah. Pergeseran merah merupakan proses yang mampu menyerap energi dari bintang sehingga alam semesta menjadi dingin seiring dengan pengembangannya. Besarnya pergeseran merah (redshift) yang dialami cahaya bintang, mengindikasikan jarak dan umur bintang tersebut, dan pada akhirnya membantu kita mempelajari kondisi alam semesta awal.

Data terkini menyatakan redshift terbesar yang terdeteksi memiliki nilai sekitar 8. Pada redshift ini kita bias mempelajari alam semesta pada usia yang masih cukup muda yaitu sekitar beberapa ratus juta tahun. Pada saat tersebut, ukuran alam semesta hanya sekitar sepersembilan dari ukuran alam semesta yang kita kenal sekarang.

Dari simulasi computer, kita mengetahui bahwa bintang-bintang dan galaksi terbentuk saat alam semesta berumur sekitar 100 juta tahun. Sebelum terbentuknya bintang-bintang dan galaksi ini, alam semesta melalui masa yang disebut “dark ages” dimana semuanya gelap total karena belum ada sumber cahaya. Ruang alam semesta diisi oleh “bubur” yang sangat tidak menarik. Lima bagian diisi oleh materi gelap dan satu bagian diisi oleh hydrogen dan helium yang semakin menipis seiring mengembangnya alam semesta. Materi pada saat awal ini memiliki kerapatan bervariasi, dan gravitasi kemudian berperan mempertegas perbedaan kerapatan ini. Semakin rapat/padat suatu region, maka semakin lambat proses mengembangnya. Dalam 100 juta tahun, daerah paling padat tidak hanya mengembang dengan semakin lambat namun juga mulai mengalami keruntuhan. Daerah seperti ini diisi oleh materi dengan massa sekitar 100 juta massa Matahari. Inilah system gravitasional petama yang terbentuk di alam semesta.

Gas Hidrogen dan Helium yang memancarkan cahaya, kehilangan energinya, dan akhirnya terkonsentrasi di pusat awan dan kemudian runtuh menjadi bintang. Bintang-bintang awal ini jauh lebih massiv dibanding bintang sekarang, yaitu ratusan kali massa Matahari. Bintang-bintang ini hidup dalam waktu yang sangat singkat dan akhirnya meledak menghasilkan elemen berat yang pertama di alam semesta. Dalam waktu sekitar satu milyar tahun kemudian, gaya gravitasi membentuk bintang-bintang ini menjadi galaksi pertama.

Penelitian lebih jauh mengenai awal terbentuknya alam semesta membawa kita pada era Cosmic Microwave Background (CMB) yaitu sekitar redshift 1.100 atau pada saat alam semesta baru berumur 380.000 tahun. Intensitas CMB ini memiliki variasi yang sangat kecil yaitu 0.001 persen. Meskipun angka ini sangat kecil, namun dari sinilah kemudian terbentuk cikal bakal galaksi yaitu dari daerah yang kerapatann ya agak tinggi dengan bantuan gaya gravitasi.

Perhitungan dan analisis dari CMB terhadap komposisi materi dan energy yang mengisi alam semesta ternyata sama persis dengan perhitungan berdasarkan teori nucleosintesis (fisika nuklir) yaitu pada saat alam semesta masih berumur satu detik setelah big bang dimana bahkan inti atom pun belum terbentuk, yang ada hanyalah partikel konstituen yaitu proton dan neutron.

Lebih jauh lagi, jika kita mencoba mempelajari proses pada rentang mikrosekon usia alam semesta , pada saat ini, alam semesta masih berupa sup primordial yang terdiri dari quarks, lepton, serta pengankut gaya. Studi fisika partikel menjelaskan bahwa masa ini adalah masa pembentukan materi gelap. Fase ini juga mungkin bias menjelaskan mengapa alam semesta sekarang sebagian besar diisi oleh materi dan bukan bersamaan oleh materi dan anti materi. Masa “sup quark awal” diperkirakan terjadi sekitar 10^-34 detik setelah big bang dalam ledakan ekspansi kosmis yang kita kenal sebagai inflasi.

Para kosmologis tak pernah berhenti untuk mempelajari alam semesta bahkan hingga proses kelahiran alam semesta itu sendiri. Akan tetapi untuk poin yang terakhir ini, teori-teori yang diajukan masih jauh dari pembuktian karena kita juga berada pada masa yang sangat jauh dari masa kelahiran alam semesta itu sendiri. Satu teori yang cukup menarik adalah teori tentang adanya multiverse. Alam semesta terdiri dari sejumlah tak terbatas alam semesta-alam semesta yang tak terhubung. Dan apa yang kita kenal sebagai big bang mungkin saja merupakan tabrakan alam semesta kita dengan alam semesta lainnya.

Gas Antar Bintang (1)

Galaksi kita/Milkyway diselimuti oleh awan yang sangat tipis yang kita kenal sebagai awan antar bintang/interstellar medium. Selama ini medium tersebut terlihat seperti kumpulan gas yang dingin, layaknya sebuah reservoir gas statis yang menunggu dengan tenangnya hingga tiba waktunya mengalami kondensasi dan menjadi bintang baru. Akan tetapi dalam beberapa tahun terakhir seiring perkembangan ilmu Astronomi, kita bisa mengenali awan antar bintang ini sebagai sebuah medium yang terdiri dari kerapatan, temperatur, dan ionisasi yang sangat bervariasi.

Pengamatan dengan teleskop di Bumi memperlihatkan bahwa awan antar bintang ternyata tidak kalah kompleks dengan atmosfer planet. Medium ini dipengaruhi oleh gravitasi bintang-bintang dan materi lainnya, dipanaskan oleh cahaya bintang, partikel berenergi, dan medan magnetik. Karena berbagai aktivitas ini, medium antar bintang senantiasa mengalami transformasi yang berulang. Seperti layaknya atmosfer planet, kerapatan tertinggi terdapat di bagian paling bawah. Dalam hal ini bagian yang dimaksud adalah bidang galaksi, dimana tekanan harus mampu mengimbangi berat dari medium di bagian atas.

Ketika bintang kehabisan bahan bakarnya dan mati, bintang-bintang yang cukup masiv seperti matahari akan membuang sebagian besar materinya kembali menjadi medium antar bintang. Jadi tidak jauh berbeda dengan siklus air di Bumi, pengembunan akan selalu diikuti oleh penguapan, sehingga materi senantiasa mengalami daur ulang.

Akan tetapi memahami medium antar bintang sebagai sebuah atmosfer masih menyisakan banyak pertanyaan. Diantaranya, apa yang menyebabkan, kapan, dan seberapa cepat bintang terbentuk dari medium antar bintang. Serta konsekuensinya, bintang generasi yang bagaimana yang mampu menghasilkan medium antar bintang tempat lahirnya bintang-bintang baru.

Feedback ini bisa jadi positif atau negatif. Pada satu sisi, bintang-bintang bermassa besar akan memanaskan dan mengionisasi medium antar bintang sehingga menyebabkan medium tersebut ‘membengkak’. Ekspansi ini akan meningkatkan temperatur lingkungan, menekan awan antar bintang, dan mungkin saja menyebabkan terjadinya keruntuhan medium ini menjadi bintang baru. Di sisi lain, pemanasan dan ionisasi juga akan menggan gu awan antar bintang, mencegah kelahiran bintang baru. Pada saat bintang besar meledak, hal ini bisa menghancurkan awan antar bintang tersebut. Akan tetapi feedback yang negatif ini bisa menjelaskan kenapa keruntuhan gravitasi awan antar bintang menjadi bintang baru bisa jadi sangat efisien.

Cosmic Downsizing

Selama bertahun-tahun para astronomer percaya bahwa alam semesta telah memasuki fase pertengahan dimana aktivitas alam semesta sudah jauh berkurang dibanding aktivitas yang terjadi selama fase awal.
Pada fase awal hingga sekitar 6 milyar tahun setelah big bang, merupakan era aktivitas puncak cosmis. Pada fase ini, bintang terbentuk dalam jumlah yang sangat besar, galaksi-galaksi bertabrakan dan bergabung, serta black holes ditarik ke dalam pusaran gas. Pada fase selanjutnya, sekitar 8 milyar kemudian aktivitas ini menurut sangat kontras. Tabrakan galaksi berkurang, pembentukan bintang tidak lagi besar-besaran, serta sejumlah black hole raksasa mengalami fase dorman.
Pengamatan dan penelitian pada beberapa tahun terakhir alhirnya membuktikan bahwa ternyata hasil ini terlalu dilebih-lebihkan. Penemuan terakhir menunjukkan bahwa alam semesta masih melaksanakan aktivitasnya di seluruh jagad. Jika dulu pada fase awal terjadi pembentukan bintang-bintang besar dalam jumlah kecil, maka sekarang dideteksi adanya sejumlah besar pembentukan bintang-bintang kecil.
Dalam memperoleh jawaban untuk keadaan ini, para astronomer banyak melakukan pengamatan terhadap blck hole dan quasar. Pengamatan pada cahaya tampak pada akhir 1980-an memberikan hasil bahwa jumlah quasar pada fase awal jauh lebih banyak daripada jumlah inti galaksi aktiv yang ada saat ini. Karena supermassive black hole yang menyebabkan aktivitas quasar yang sangat jauh, tidak dapat dihancurkan, para astronomer mengasumsikan bahwa banyak galaksi-galaksi dekat yang mengandung quasar yang telah mati (black hole yang kehabisan fuel supply).
Pengamatan pada cahaya tampak memang tidak memberikan hasil yang memuaskan. Karena cahaya tampak tidak mampu menembus awan gas dan debu yang menutupi black hole. Akan tetapi keterbatasan ini bisa dijawab dengan pengamatan pada panjang gelombang x ray. Sinar X, dalam hal ini lebih powerful karena Sinar X mampu menembus awan dan debu yang menyelimuti black hole. Karena black hole tidak mampu melewati atmosfer bumi, kita membutuhkan teleskop X ray antariksa yang mampu mendeteksi aktivitas black hole. Saat ini teleskop yang sangat diandalkan untuk kepentingan ini adalah Chandra Observatory dan XMM/Newton X-ray Observatory.
Selain itu, pada tahun 2000, sebuah tim yang terdiri dari Lennox L. Cowie (University of Hawaii Institut for Astronomy), Richard F. Mushotzky (NASA Goddard Space Flight Center), Eric A. Richards (Arizona State University), dan Amy J. Barger (University of Wisconsin) melakukan identifikasi optis terhadap 20 sumber X-ray hasil temuan Chandra dengan menggunakan teleskop Subaru di Mauna Kea-Hawaii. Hasilnya sangat mengejutkan, kebanyakan supermasiv black hole yang masih aktiv menempati galaksi-galaksi yang dekat dan terang.
Hasil ini cukup melegakan para ahli karena ternyata tidak semua supermasiv black hole dibentuk pada era quasar, tapi ada juga yang terbentuk pada present universe. Akan tetapi supermasiv black hole yang ada saat ini tentu berbeda dengan supermasiv black hole yang lahir pada era quasar (yang saat ini bisa diamati pada distant quasar). Distant quasar merupakan pemakan yang rakus yang menelan semua material yang ada di sekelilingnya dengan kecepatan tinggi. Berbeda dengan present-day black hole yang lebih moderat.
Para ahli hingga saat ini masih belum berhasil mengetahui apa yang menyebabkan perbedaan ini. Namun kemungkinannya adalah bahwa present-day black hole memiliki gas dan material yang lebih sedikit untuk dikonsumsi. Galaksi-galaksi dekat mengalami lebih sedikit tabrakan dan penggabungan dengan galaksi lain dibanding galaksi-galaksi tua. Sedikitnya tabrakan antar galaksi, yang normalnya menghasilkan banyak material yang bisa dikonsumsi black hole, juga menyebabkan aktivitas black hole jadi berkurang.

Naked Singularities

Kondisi Singularitas sangat akrab dengan salah satu objek astronomi yaitu Balck Hole atau Lubang Hitam. Dalam sebuah Black Hole, kondisi singularitas tidak bisa diamati alias tertutup. Kondisi ini dibatasi oleh sebuah “event horizon” yang menyembunyikan singularitas didalamnya. Tak ada satu hal pun yang jatuh ke permukaan ini bisa keluar lagi atau diamati ‘nasib’nya.

Berbeda halnya dengan naked singularity yang tidak mempunyai dinding pembatas yang menghalangi observasi terhadap apa yang akan terjadi didalam singularitas. sehingga kita bisa mengamati apa yang terjadi pada setiap objek yang jatuh ke permukaan black hole.

to be continued..(:

Tabrakan Bimasakti-Andromeda?

Galaksi Bimasakti dan Andromeda diprediksi akan mengalami tabrakan sekitar 7 miliar tahun yang akan datang. Kedua galaksi ini merupakan dua galaksi terbesar di Lokal Group. Jika terjadi tabrakan, kedua galaksi kemungkinan besar akan bergabung menjadi satu galaksi yang sangat besar. Berbagai nama telah diusulkan untuk galaksi gabungan yang dihasilkan. Slah satunya yang cukup dikenal adalah Milkomeda.

Sampai sekarang, belum ditemukan cara untuk mengetahui apakah prediksi tabrakan ini benar-benar akan terjadi atau tidak. Kecepatan radial Galaksi Andromeda terhadap Bimasakti dapat diukur dengan memeriksa Pergeseran Doppler garis spektrum bintang di galaksi, namun sayang sekali transverse velocity (atau proper motion) tidak dapat diukur secara langsung. Kecepatan Galaksi Andromeda mendekati Galaksi Bimasakti diketahui sekitar 120 km / s, dengan data ini kita masih belum bisa mengetahui apakah kedua galaksi ini akan bertabrakan atau tidak. Pendekatan terbaik menghasilkan nilai transverse velocity kurang dari 100 km/s. Hal ini menunjukkan bahwa galaksi akan bertabrakan pada bagian halo galaksi (bukan disk galaksi).

Frank Summers dari Space Telescope Science Institute telah menciptakan visualisasi CGI dari prediksi aktivitas dari kedua galaksi ini, berdasarkan penelitian oleh Prof. Chris Mihos (Case Western Reserve University) dan Lars Hernquist (Harvard University).

EVOLUSI MATAHARI

sebenarnya udah lama pengen posting tentang evolusi matahari. tapi selain karena sudah terlalu banyak yang mengangkat topik ini, gue juga terlalu malas menulis, menuangkan pikiran dalam bentuk tulisan, dan ga yakin sebelum dibilang ok oleh orang lain. tapi ya udahlah, biar pembaca aja yang menilai. mumpung masih belajar, jadi salah juga ga papa (he2..)

Ok..

now, let’s talk about Sollar Evolution

Berbagai text book astronomi menjelaskan pada kita bahwa, suatu saat Matahari akan mengembang menjadi Maharaksasa Merah dengan ukuran yang sangat besar. Dengan ukuran yang besar ini akan mampu menelan planet-planet dalam termasuk Bumi.

Sebagaimana sebuah bintang, Matahari juga mampu memancarkan cahaya sendiri. Cahaya ini berasal dari energi yang dihasilkan oleh pembakaran inti hidrogen menjadi inti helium di pusat Matahari. Pembakaran ini tidak terjadi terus-menerus, karena hidrogen yang dijadikan sebagai bahan bakar semakin lama akan semakin berkurang. Pembakaran (fusi) hidrogen menjadi helium ini berlansung selama Matahari berada di deret utama pada diagram Herzprung-Russel.

Apabila jumlah hidrogen di inti Matahari sudah habis, maka inti matahari akan mengerut dan lapisan luarnya akan mengembang sehingga diameter Matahari menjadi semakin besar. Posisinya pada diagram Herzprung-Russel akan bergeser pada posisi bintang raksasa Merah (Red Giant Star). Pada fase ini, jika temperatur sudah cukup tinggi, inti Matahari kembali melakukan reaksi pembakaran yaitu pembakaran inti helium menjadi inti carbon. Praktisnya, Matahari melewati 3 tahapan lagi pada masa Raksasa ini. Yang pertama tahap Red Giant Branch (RGB) dimana Matahari mengalami ekspansi untuk pertama kalinya yang disebabkan kehabisan bahan bakar Hidrogen. Yang kedua tahap Horizontal Branch yang bisa dikatakan stabil karena tidak terjadi perubahan luminositas maupun radius dalam proses mengkonveksi inti Helium menjadi Karbon. Dan yang terakhir tahap Asymptotic Giant Branch (AGB) yang merupakan tahap paling tidak stabil karena terjadi Helium shell flash yang berulang-ulang. Setelah melewati fase AGB Matahari akan kehilangan semua bakan bakar pada intinya, sehingga Matahari akan terus mengerut dan menjadi bintang katai putih (white dwarf).

Diperkirakan, dalam 7.5 milyar tahun, Bumi kita akan ditelan oleh Matahari yang berada pada tahap Maharaksasa Merah (RGB dan AGB). Sementara, 2 milyar tahun sebelum itu yaitu sekitar 5.5 milyar tahun dari sekarang, luminositas Matahari akan meningkat dua kali lipat sehingga menyebabkan Bumi menjadi sangat panas dan tidak bisa ditempati makhluk hidup lagi. Dan segera setelah Matahari mencapai puncak tahap  Asymptotic Giant Branch (AGB), luminositasnya akan meningkat tajam hingga beberapa ribu kali nilai luminositasnya sekarang.

Namun, ada satu teori lain yang menyatakan tentang pengurangan massa Matahari. Menurut teori ini, walaupun radius dan luminositas Matahari meningkat tajam Matahari masih menglami pengurangan massa yang memungkinkan planet-planet dalam selamat dari ditelan oleh ekspansi Matahari. tentang pengurangan massa matahari (sollar mass loss) ini, pembaca bisa melihat pada postingan sebelumnya “Mengenal Sollar Mass Loss”.