In Search Of Dark Matter (Pencarian Dark Matter) - Ken Freeman & Geoff Mcnamara [#50]

Bab 14 : Menuju Omega - Co-author: Charles H. Lineweaver

Apa itu konstanta kosmologis?

Tapi menyerupai apa konstanta kosmologis itu? Apa yang bisa menciptakan ruang angkasa mengembang lebih cepat – tak hanya melawan tarikan gravitasi yang masuk, melainkan menundukkannya? Penjelasan teoritis memuaskan atas konstanta kosmologis belum diajukan, tapi model yang menonjol yaitu bahwa ini merupakan energi vakum ruang angkasa. Salah satu alasan mengapa teori ini begitu menarik yaitu bahwa ia merupakan salah satu daerah dalam fisika di mana Relativitas Umum dan fisika partikel bertemu. Ini yaitu parameter dalam Relativitas Umum, yang merupakan sebuah teori klasik (dengan kata lain, tidak mempunyai mekanika quantum di dalamnya), tapi asalusulnya diduga bersifat mekanis quantum: densitas energi vakum. Setidaknya demikianlah interpretasi standar atasnya; tapi dari apa yang diketahui fisikawan partikel mengenai energi vakum, mereka sejauh ini belum bisa menjelaskan prosedur di baliknya.

Apa itu energi vakum?

Persisnya apa itu ‘energi vakum’? Bagaimana ‘kenihilan’ bisa memisah-misahkan segalanya? Apabila semua udara diekstrak dari sebuah bell jar maka ini menyerupai kevakuman di ruang angkasa, meski di ruang angkasa jauh lebih vakum. Bagaimanapun juga harus diperlakukan seperti di sana nihil. Tapi dalam kenihilan tersebut – dalam kevakuman tersebut – ada buihan partikel-partikel virtual mendidih yang sanggup diukur secara tak pribadi melalui sebuah fenomena yang disebut imbas Casimir.

Efek Casimir diambil dari nama fisikawan Belanda, Hendrik Casimir, yang mencetuskan eksperimen berikut. Tempatkan dua pelat logam secara sangat berdekatan dalam sebuah ruang vakum.

Pasangan-pasangan partikel virtual akan terus muncul dan lenyap di kedua sisi pelat-pelat tersebut serta di antara pelat. Partikel virtual timbul dalam rentang panjang gelombang yang disebut panjang gelombang Schrodinger – kadang panjang, kadang pendek. Begitu pelat-pelat lebih didekatkan, panjang gelombang yang lebih panjang dari jarak antara kedua pelat pada akhirnya akan terputus, menimbulkan pasangan partikel virtual yang muncul antara pelat lebih sedikit ketimbang di sebelah luar pelat. Tekanan vakum di antara pelat karenanya menjadi lebih kecil daripada yang ada di sebelah luar pelat, sehingga pelat-pelat terdorong menyatu. Karena sangat kecil, gaya ini – energi vakum – sanggup diukur. Inilah imbas quantum – tidak berurusan dengan gaya gravitasi atau elektrostatik atau apapun – dan dengan demikian merupakan pengukuran tak pribadi atas pasangan-pasangan partikel virtual ini. Eksperimen ini telah dijalankan berulang kali, dan telah menerangkan eksistensi energi vakum.

Sekalipun kevakuman ruang angkasa mempunyai tekanan negatif (antigravitasi) yang memompa Alam Semesta, bagaimana hal itu bisa berjalan terus padahal Alam Semesta berukuran sedemikian besar? Jawabannya terdapat dalam fakta bahwa energi vakum tidak melemah oleh ekspansi Alam Semesta. Justru sebaliknya. Materi normal melemah dengan ekspansi Alam Semesta: galaksi, gugus galaksi, dan dark matter yang begitu melimpah, semuanya harus mengerahkan efek gravitasi mereka dengan volume yang terus meningkat, merampok kekuatan mereka. Sedangkan struktur vakum tidak diperlemah oleh ekspansi ruang angkasa. Tak peduli menjadi sebesar apa ruang angkasa itu, densitas energi vakum tetap sama. Selain itu, semakin luas ruang angkasa, semakin banyak kevakuman, dan dengan demikian energi vakum total meningkat.

Parameter kosmologis

Kini kita dihadapkan dengan duduk masalah penetapan tiga paramater kosmologis: Ωb, bahan baryon normal; Ωcdm, dark matter dingin; dan kini si pendatang baru, ΩΛ, konstanta kosmologis. Seperti telah kita simak, harga yang diterima untuk ketiga parameter ini telah berubah begitu observasi-observasi yang lebih gres dan lebih akurat tersedia. Beberapa tahun lalu, sebuah survey mungkin memperlihatkan angka popularitas berikut: 10% menyukai model Einstein-de Sitter di mana jumlah massa setara dengan densitas kritis dan tidak ada konstanta kosmologis – Ωm = 1; 30% menyukai Alam Semesta terbuka (open Universe) di mana Ωm yaitu 0,2-0,3 dan ΩΛ = 0; dan barangkali 60% menyukai Ωm seharga 0,2-0,3 dan ΩΛ seharga 0,7. Model pertama, di mana Ωm setara dengan densitas kritis, hanya disukai oleh segolongan kecil dan hampir mati. Ini meninggalkan dua kemungkinan: pertama, Alam Semesta mengandung bahan dan tidak banyak yang lain (model ini tidak lebih baik dari yang pertama), dan kedua, sang pesaing baru, bahan menyusun 27% densitas kritis dan konstanta kosmologis menyusun 73% sisanya.