In Search Of Dark Matter (Pencarian Dark Matter) - Ken Freeman & Geoff Mcnamara [#51]

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

Membatasi Ωb, Ωm, dan ΩΛ

Bukti atas konstanta kosmologis muncul dari banyak sekali sumber, tapi pemberian terkuat tiba dari pembandingan constraint (pembatas) dari sumber-sumber tersebut. Pembatas independen amat penting di sini. Tak peduli seberapa manis observasi dilakukan atau seberapa esoteris pertimbangan teoritis atas hasil-hasilnya, selalu ada serangkaian kemungkinan yang sanggup menjelaskannya, dengan masing-masing probabilitasnya untuk benar. Contoh, apabila Anda hendak melihat sebuah meteor melintas di langit malam, Anda bisa memetakan jalurnya dari tempat Anda bangun dan menciptakan prediksi agresif ihwal tempat jatuhnya. Tapi faktor-faktor menyerupai kecerlangan tampak, kecepatan, ketinggian yang tak diketahui, dan sebagainya, mempengaruhi kemungkinan tempat jatuhnya meteorit itu. Paling banter, yang bisa Anda katakan yaitu bahwa ia jatuh di suatu tempat di area tertentu; dengan kata lain, dalam batas-batas geografis tertentu. Batas ini yaitu constraint, meski semakin erat Anda dengan sentra area jatuh yang telah diprediksi, dan semakin yakin Anda menemukan ‘bintang jatuh’ Anda itu, masih belum ada jaminan Anda akan menemukannya di sana. Sebuah jalan keluar dari problem ini yaitu membandingkan prediksi Anda dengan prediksi teman Anda yang juga melihat meteorit itu jatuh, tapi dari halaman belakang rumahnya yang beberapa kilometer jauhnya. Kini Anda mempunyai dua set constraint untuk dibandingkan, dan di tempat keduanya saling bertumpang tindih terdapat probabilitas yang jauh lebih besar untuk menemukan meteorit. Tambahkan set ketiga dan keyakinan Anda akan semakin bertambah, dan seterusnya. Tapi ada satu titik di mana Anda harus ingat bahwa sains tidak pernah bisa menandakan apapun, tapi kita cukup yakin untuk berjalan terus dari sini dan pergi mencari meteorit tanpa membuang-buang waktu kita.

Pada tahun 1990-an, pendekatan ini diambil oleh Charley Lineweaver, kala itu di Universitas New South Wales, dalam pencariannya atas harga konstanta kosmologis. Lineweaver merupakan salah satu orang pertama yang membandingkan constraint dari observasi-observasi dari bermacam-macam sumber, termasuk studi radiasi gelombang mikro latar, supernova jauh, dan rasio massa-keberkilauan gugusgugus galaksi. Dari pembandingan ini, ia membatasi harga ΩΛ di mana semua observasi cenderung setuju dalam ruang parameter, dan menerima angka Ωm = 0,24 dan ΩΛ = 0,62.

Yang terbaru, hasil-hasil lebih teliti tiba dari WMAP. Antara 1998, ketika hasil Lineweaver dipublikasikan, dan 2002, ketika hasil WMAP muncul, constraint ΩΛ dan Ωm dan konstanta Hubble telah naik secara progresif. Tapi dengan menghasilkan peta CMB detail, beresolusi tinggi, dan bersensitivitas tinggi, WMAP telah memberi kosmolog sebuah jalan untuk menyempurnakan angka-angka ini lebih lanjut (dalam beberapa kasus, mengurangi ambang galat sebanyak kira-kira faktor dua), dan ia bisa melaksanakan ini secara simultan dengan sekitar enam parameter. Karena hasil ini dan pensurveyan lain atas CMB begitu penting bagi pemahaman kita mengenai Alam Semesta, yaitu sangat berharga untuk menghabiskan sedikit waktu untuk melihat bagaimana data tersebut ditafsirkan.

Ingat bahwa ketidakhomogenan dalam distribusi dark matter cuek ditetapkan sesudah densitas bahan melebihi densitas radiasi sekitar 10.000 tahun sesudah Big Bang. Tak usang sesudah itu (380.000 tahun), radiasi dan bahan mengambil jalan mereka masing-masing – bahan dan radiasi ‘bercerai’ – dan radiasi mengalir menembus Alam Semesta sampai mencapai kita hari ini dalam bentuk CMB. Intensitas relatif CMB memberitahu kita ihwal struktur Alam Semesta pada masa perceraian tersebut. Situasinya sama dengan cahaya matahari yang terpencar-pencar melewati awan: yang kita lihat dari cahaya yang tiba ke kita dari permukaan terdekat awan-awan tersebut. Kawasan-kawasan dengan kandungan bahan lebih besar akan mempunyai gravitasi yang lebih besar, dan juga tarikan lebih besar terhadap foton-foton yang hendak meninggalkan mereka. Ini menciptakan mereka terlihat lebih redup, atau lebih dingin, dari rata-rata. Karena itu, studi variasi CMB pada skala-skala lebih besar menyediakan indikasi distribusi dark matter pada masa perceraian.

Pada skala lebih kecil, variasi disebabkan oleh gelombang bunyi yang mungkin ditimbulkan oleh fluktuasi gravitasi yang tercipta selama Big Bang. Melintas menembus Alam Semesta awal, fluktuasi-fluktuasi tersebut menjadikan daerah bermateri lebih padat dan bermateri lebih jarang; dan di mana bahan lebih padat, di situ foton lebih banyak. Karena itu, fluktuasi-fluktuasi dalam CMB mengungkap seberapa jauh mereka melintas sebelum perceraian. Kawasan lebih panas dan lebih terang mengindikasikan bahan yang lebih padat, dan seterusnya. Karena fluktuasi yang kita lihat ini tiba dari masa 380.000 tahun sesudah Big Bang, ini yaitu waktu yang harus ditempuh gelombang bunyi di Alam Semesta sebelum imbas mereka terhadap gas terhenti di tempatnya. Dengan demikian, jarak yang mereka tempuh – ‘horison sonik’ – menyediakan skala jarak mendasar untuk Alam Semesta awal. Lebih lanjut, lantaran mereka melintas melewati fluid hidrogen, studi atas mereka menyediakan indikasi densitas relatif proton-proton dan elektron-elektron (dua partikel yang menyusun hidrogen). Densitas yang berubah-ubah akan mengubah kecepatan tempuh bunyi menembus Alam Semesta awal, yang juga diindikasikan dalam fluktuasi CMB.

Dengan menafsirkan data tersebut, para kosmolog telah mengidentifikasi kandungan Alam Semesta. Hasilnya adalah: Ωbaryon = 0,04, Ωm = 0,27, ΩΛ = 0,73. Gabungan angka-angka ini menghasilkan Ωtotal = 1,0 – densitas kritis yang sudah usang dicurigai.

Mungkinkah yang Ini?

Itukah? Sudahkah teka-teki dark matter balasannya terpecahkan? Bodoh bila menjawab ‘ya’ atas pertanyaan ini, atau pertanyaan serupa mengenai bidang riset lain mengenai Alam Semesta kita, dan sudah niscaya terlalu dini untuk menyampaikan bahwa kita telah mengidentifikasi sifat dark energy. Ini bukan berarti bahwa metode para astronom itu keliru atau ajaran mereka cacat; sederhana saja, lantaran Alam Semesta yaitu tempat yang besar, kompleks, dan purba, dan kita gres mempelajarinya dalam periode yang teramat singkat. Meskipun demikian, pada ketika buku ini diterbitkan, mungkin saja angka-angka yang disempurnakan lebih lanjut dari WMAP akan muncul, tapi dibutuhkan tidak jauh berbeda dari yang dicatat di sini. Kita memang telah memasuki zaman kosmologi presisi.

Adalah beralasan untuk berasumsi bahwa kita masih harus berguru banyak ihwal Alam Semesta daripada sebelumnya. Meski beberapa orang merasa kita hampir menemukan kepingan besar terakhir dalam teka-teki ini, kenyataannya yaitu bahwa astronomi dan kosmologi merupakan kepingan dari sebuah perjalanan menakjubkan – eksplorasi Alam Semesta yang semakin kompleks di mana kita yaitu bagiannya. Dari waktu ke waktu, mungkin terlihat bahwa kita tinggal beberapa langkah lagi dalam memahami semua itu. Konfirmasi jumlah dan sifat dark matter di Alam Semesta yaitu tumpuan sebuah langkah sedemikian raksasa. Tapi teka-teki dark matter yang sudah berumur 80 tahun sekarang diikat oleh satu teka-teki yang bahkan lebih besar: sifat dark energy. Pengalaman hanya mengingatkan kita bahwa tak peduli seberapa yakin diri kita akan pemahaman kita mengenai sifat Alam Semesta, dari waktu ke waktu sesuatu yang tak terduga akan senantiasa keluar dari kegelapan untuk menciptakan kita terkejut.