Ini terjadi di awal 1990-an. Observatorium Carnegie di Pasadena, California, kosong untuk liburan Natal. Wendy Friedman, seorang diri di perpustakaan, sedang mengerjakan masalah besar dan pelik: laju perluasan alam semesta. Carnegie adalah lahan subur untuk pekerjaan semacam ini. Di sinilah, pada tahun 1929, Edwin Hubble pertama kali melihat galaksi jauh terbang menjauh dari Bima Sakti, memantul di aliran luar angkasa yang meluas. Kecepatan aliran ini dikenal sebagai konstanta Hubble.
Pekerjaan diam Friedman segera terputus ketika sesama astronom Allan Sandage, penerus ilmiah Hubble, bergegas ke perpustakaan dan mengatur serta menyempurnakan konstanta Hubble selama beberapa dekade, secara konsisten mempertahankan laju ekspansi yang lambat. Friedman adalah salah satu orang terakhir yang menganjurkan tarif yang lebih tinggi, dan Sandage melihat eksplorasi sesatnya.
“Dia sangat marah,” kenang Friedman, sekarang di Universitas Chicago, Illinois, “sehingga pada saat itu saya menyadari bahwa kami sendirian di seluruh gedung. Saya mundur selangkah dan berpikir bahwa kami tidak bekerja di bidang sains yang paling ramah."
Konfrontasi ini telah mereda, tetapi tidak sepenuhnya. Sandage meninggal pada tahun 2010, dan pada saat itu sebagian besar astronom telah berkumpul di pita sempit konstanta Hubble. Namun, data terbaru, yang disukai Sandage sendiri, menunjukkan bahwa konstanta Hubble 8% lebih rendah dari angka terdepan. Selama hampir satu abad, para astronom telah menghitungnya dengan mengukur jarak secara cermat di bagian terdekat alam semesta dan bergerak semakin jauh. Namun baru-baru ini ahli astrofisika telah mengukur konstanta di luar berdasarkan peta latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB), sisa-sisa cahaya dari Big Bang yang telah menjadi latar belakang alam semesta yang terlihat. Membuat tebakan tentang bagaimana tarik ulur energi dan materi di alam semesta telah mengubah laju ekspansi kosmik sejak latar belakang gelombang mikro kosmik terbentuk,astrofisikawan dapat mengambil bagan mereka dan menyesuaikan konstanta Hubble dengan alam semesta lokal saat ini. Jumlahnya harus cocok. Tapi mereka tidak cocok.
Mungkin ada yang salah dengan salah satu pendekatan tersebut. Kedua belah pihak mencari kekurangan dalam metode mereka sendiri dan metode orang lain, dan tokoh senior seperti Friedman bergegas untuk mempresentasikan proposal mereka sendiri. “Kami tidak tahu ke mana ini akan mengarah,” kata Friedman.
Tetapi jika kesepakatan tidak tercapai, itu akan menjadi celah di cakrawala kosmologi modern. Ini bisa berarti bahwa teori yang ada kehilangan unsur yang mengganggu antara masa kini dan masa lalu kuno, terjalin ke dalam rantai interaksi antara CMB dan konstanta Hubble saat ini. Jika demikian, sejarah akan terulang kembali. Pada 1990-an, Adam Riess, yang saat ini menjadi ahli astrofisika di Universitas Johns Hopkins di Baltimore, Maryland, memimpin salah satu tim yang menemukan energi gelap, gaya tolak yang mempercepat perluasan alam semesta. Ini adalah salah satu faktor yang harus diperhitungkan dalam perhitungan CMB.
Sekarang tim Riesz sedang mencari konstanta Hubble di luar angkasa dan sekitarnya. Tujuannya tidak hanya untuk memperjelas angka, tetapi juga untuk mengetahui apakah itu berubah dari waktu ke waktu sedemikian rupa sehingga bahkan energi gelap tidak dapat menjelaskannya. Sejauh ini, dia hanya memiliki sedikit pemahaman tentang apa saja faktor yang hilang itu. Dan dia sangat tertarik dengan apa yang terjadi.
Video promosi:
Pada tahun 1927, Hubble melampaui Bima Sakti, dipersenjatai dengan teleskop terbesar di dunia pada saat itu, Teleskop Hooker 2,5 meter, yang terletak di Gunung Wilson di atas Pasadena. Dia memotret bintik spiral samar yang sekarang kita kenal sebagai galaksi dan mengukur kemerahan cahayanya saat Doppler bergeser ke arah gelombang cahaya yang panjang. Membandingkan pergeseran merah galaksi dengan kecerahannya, Hubble sampai pada kesimpulan yang aneh: semakin redup dan, mungkin, semakin jauh sebuah galaksi, semakin cepat ia surut. Akibatnya, alam semesta berkembang. Ini berarti Alam Semesta memiliki usia terbatas, yang dimulai dengan Big Bang.
Kontradiksi kosmik
Perdebatan tentang konstanta Hubble dan laju perluasan alam semesta mulai dimainkan dengan semangat baru. Para astronom tiba pada tanggal tertentu menggunakan tangga jarak klasik, atau pengamatan astronomis alam semesta setempat. Tetapi nilai-nilai ini bertentangan dengan perkiraan kosmologis yang dibuat dari peta alam semesta awal dan terkait dengan hari ini. Berdasarkan kontroversi ini, pertumbuhan alam semesta dapat memicu bahan yang hilang.
Untuk menentukan laju ekspansi - dan konstanta yang sesuai - Hubble membutuhkan jarak nyata ke galaksi, bukan hanya jarak relatif berdasarkan kecerahan semu mereka. Oleh karena itu, ia memulai proses yang melelahkan untuk membangun tangga jarak jauh - dari Bima Sakti ke galaksi tetangga dan seterusnya, hingga batas ruang angkasa yang semakin luas. Setiap anak tangga harus dikalibrasi dengan "lilin standar": benda yang bergerak, berdenyut, berkedip, atau berputar sedemikian rupa sehingga Anda dapat mengetahui dengan tepat seberapa jauh mereka.
Tahap pertama tampaknya cukup andal: bintang variabel yang disebut Cepheid yang kecerahannya meningkat dan berkurang selama beberapa hari atau minggu. Panjang siklus ini menunjukkan kecerahan bagian dalam bintang. Dengan membandingkan kecerahan Cepheid yang diamati dengan kecerahan yang berasal dari getarannya, Hubble dapat menghitung jarak ke sana. Teleskop Mount Wilson mampu melihat beberapa Cepheid di galaksi terdekat. Untuk galaksi yang jauh, dia berasumsi bahwa bintang-bintang terang di dalamnya akan memiliki kecerahan internal yang sama. Bahkan di galaksi terjauh, kata Hubble, akan ada lilin standar dengan luminositas seragam.
Jelas, asumsi ini bukanlah yang terbaik. Konstanta pertama yang diterbitkan oleh Hubble adalah 500 kilometer per detik per megaparsec - yaitu, untuk setiap 3,25 juta tahun cahaya dia mengintip ke luar angkasa, alam semesta yang mengembang mendorong galaksi 500 kilometer per detik lebih cepat. Angka ini tidak benar dan menyiratkan bahwa alam semesta hanya berusia 2 miliar tahun, yaitu hampir tujuh kali lebih kecil dari yang diyakini saat ini. Tapi itu baru permulaan.
Pada tahun 1949, pembangunan teleskop 5,1 meter di Palomar di California selatan selesai, tepat pada saat serangan jantung Hubble. Dia menyerahkan mantel itu kepada Sandage, seorang pengamat truf yang menghabiskan dekade berikutnya mengembangkan pelat fotografi selama sesi malam hari, bekerja dengan peralatan teleskop raksasa, menggigil karena dingin dan perlu istirahat.
Dengan resolusi Palomar yang lebih tinggi dan kekuatan pemanenan cahaya yang tinggi, Sandage mampu menangkap Cepheid dari galaksi yang lebih jauh. Dia juga menyadari bahwa bintang-bintang terang Hubble, pada dasarnya, adalah seluruh gugus bintang. Mereka lebih cerah di alam dan karena itu jauh lebih jauh daripada yang diperkirakan Hubble, yang, di antara penyesuaian lainnya, menyiratkan konstanta Hubble yang jauh lebih rendah. Pada 1980-an, Sandage menetap di usia 50, yang dibelanya dengan keras. Salah satu lawannya yang paling terkenal, astronom Prancis Gerard de Vaucouleurs, menyarankan nilai 50. Salah satu parameter terpenting dalam kosmologi secara harfiah berlipat ganda.
Pada akhir 1990-an, Friedman, setelah selamat dari pelecehan verbal Sandage, menetapkan sendiri tugas untuk memecahkan teka-teki ini dengan alat baru, seolah-olah sengaja dirancang untuk karyanya: Teleskop Luar Angkasa Hubble. Pandangannya yang jelas tentang atmosfer memungkinkan tim Friedman untuk mengidentifikasi Cepheid individu 10 kali lebih jauh daripada yang dilakukan Sandage dengan Palomar. Terkadang di galaksi ini terdapat Cepheid dan suar yang lebih terang - supernova tipe Ia. Bintang katai putih yang meledak ini terlihat melalui ruang dan meletus dengan kecerahan konstan dan maksimum. Dikalibrasi ke Cepheid, supernova dapat digunakan sendiri untuk menyelidiki jangkauan terjauh dari ruang angkasa. Pada tahun 2001, tim Friedman mempersempit konstanta Hubble menjadi 72 plus atau minus 8, mengakhiri perseteruan Sandage-de Vaucouleurs. “Saya kelelahan,” katanya. "Saya pikir,jangan pernah kembali mengerjakan konstanta Hubble."
Edwin Hubble
Tapi kemudian seorang fisikawan muncul yang menemukan cara independen untuk menghitung konstanta Hubble menggunakan yang paling jauh dan pergeseran merah - latar belakang gelombang mikro. Pada tahun 2003, probe WMAP menerbitkan peta pertamanya, yang menunjukkan spektrum fluktuasi suhu di CMB. Peta ini tidak memberikan lilin standar, tetapi kriteria standar: pola titik panas dan dingin dalam sup purba, yang diciptakan oleh gelombang suara yang berdesir di seluruh alam semesta yang baru lahir.
Dengan membuat beberapa asumsi tentang bahan-bahan dalam sup ini - dalam bentuk partikel, atom, dan foton yang sudah dikenal, beberapa zat tak terlihat tambahan seperti materi gelap dan energi gelap - tim WMAP dapat menghitung ukuran fisik gelombang suara primordial ini. Ini dapat dibandingkan dengan ukuran gelombang suara yang terekam di titik CMB. Perbandingan ini memberikan jarak ke latar belakang gelombang mikro dan nilai laju ekspansi Alam Semesta pada momen awal itu. Dengan membuat asumsi tentang bagaimana partikel biasa, energi gelap, dan materi gelap telah mengubah ekspansi sejak saat itu, tim WMAP mampu membawa konstanta sejalan dengan laju perubahan tegangannya saat ini. Mereka awalnya menyimpulkan nilai 72, menurut apa yang ditemukan Friedman.
Namun sejak saat itu, pengukuran astronomi konstanta Hubble telah menunjukkan nilai yang lebih tinggi, meskipun kesalahannya semakin berkurang. Dalam publikasi baru-baru ini, Riess telah melangkah maju dengan menggunakan kamera inframerah yang dipasang pada 2009 di Teleskop Hubble, yang dapat menentukan jarak ke Cepheid Bima Sakti dan menyoroti sepupu terjauh mereka yang lebih merah dari bintang biru yang biasanya mengelilingi Cepheids. Hasil terakhir yang diberikan tim Riess adalah 73,24.
Sementara itu, misi Planck (ESA), yang menunjukkan CMB dalam resolusi tinggi dan dengan akurasi suhu yang ditingkatkan, berhenti di 67,8. Menurut hukum statistik, kedua besaran ini dipisahkan oleh celah 3,4 sigma - bukan 5 sigma, yang dalam fisika partikel berbicara tentang hasil yang signifikan, tetapi hampir. “Sulit untuk menjelaskannya dengan kesalahan statistik,” kata Chuck Bennett, seorang astrofisikawan di Universitas Johns Hopkins yang memimpin tim WMAP.
Setiap sisi menunjuk satu jari ke yang lain. Georg Ephstatius, ahli kosmologi utama di tim Planck di Universitas Cambridge, mengatakan data Planck "benar-benar tak tergoyahkan." Analisis baru tentang hasil Planck pada 2013 membuatnya berpikir. Dia mengunduh data Riesz dan menerbitkan analisisnya sendiri dengan konstanta Hubble yang lebih rendah dan kurang akurat. Dia percaya bahwa para astronom mencari-cari tangga yang "kotor".
Sebagai tanggapan, para astronom mengklaim melakukan pengukuran aktual alam semesta modern, karena metode pengukuran CMB bergantung pada banyak asumsi kosmologis. Jika mereka tidak bertemu, kata mereka, mengapa tidak mengubah kosmologi? Sebaliknya, "Georg Ephstatius keluar dan berkata, saya akan memikirkan kembali semua data Anda," kata Barry Mador dari University of Chicago, suami dan kolega Friedman sejak 1980-an. Apa yang harus dilakukan? Simpul Gordian harus dipotong.
Wendy Friedman percaya bahwa studinya pada tahun 2001 telah mengungkapkan konstanta Hubble, tetapi kontroversi kembali muncul.
Di sisi astronom, ada metode yang disebut pelensaan gravitasi. Di sekitar galaksi masif, gravitasi itu sendiri mendistorsi ruang, membentuk lensa raksasa yang dapat mengubah cahaya yang datang dari sumber cahaya yang jauh seperti quasar. Jika kesejajaran lensa dan quasar sudah pasti, cahaya akan mengalir di beberapa jalur menuju Bumi dan menciptakan banyak gambar galaksi pelensa. Jika Anda beruntung, quasar akan berubah kecerahan, yaitu berkedip. Setiap gambar kloning juga akan berkedip, tetapi tidak pada saat yang sama, karena sinar cahaya dari setiap gambar mengambil jalur yang berbeda melalui ruang yang terdistorsi. Jeda di antara film menunjukkan perbedaan panjang jalur; dengan mencocokkannya dengan ukuran galaksi, astronom dapat menggunakan trigonometri untuk menghitung jarak absolut ke galaksi pelensa. Hanya tiga galaksi yang telah diukur dengan cermat dengan cara ini, dan enam lagi sedang dipelajari. Pada akhir Januari, astrofisikawan Sherri Suyu dari Institut Max Planck untuk Astrofisika di Jerman dan rekan-rekannya menerbitkan kalkulasi terbaik mereka untuk konstanta Hubble. “Dimensi kami cocok dengan pendekatan jarak tangga,” kata Suyu.
Sementara itu, kosmolog juga memiliki kartu truf: osilasi akustik baryonic (BAO). Saat alam semesta semakin matang, gelombang suara yang sama yang tercetak pada CMB meninggalkan gumpalan materi yang tumbuh menjadi gugus galaksi. Lokasi galaksi di langit harus mempertahankan rasio asli gelombang suara, dan, seperti sebelumnya, membandingkan pola semu dengan ukuran sebenarnya yang dihitung akan menentukan jarak. Seperti metode CMB, metode BAO memungkinkan asumsi kosmologis dibuat. Namun selama beberapa tahun terakhir, dia telah mempertahankan nilai konstanta Hubble setara dengan Planck. Iterasi keempat dari Sloan Digital Sky Survey, survei langit global yang memetakan peta galaksi, akan membantu menyempurnakan pengukuran ini.
Ini tidak berarti bahwa tim yang bersaing untuk tangga jarak dan CMB hanya menunggu cara lain untuk menyelesaikan perselisihan tersebut. Untuk memperkuat fondasi tangga jarak, jarak ke Cepheid di Bima Sakti, misi Gaia Badan Antariksa Eropa mencoba menentukan jarak yang tepat ke satu miliar bintang terdekat yang berbeda, termasuk Cepheid. Gaia, yang mengorbit Matahari di luar Bumi, menggunakan ukuran yang paling andal: paralaks, atau perpindahan bintang yang tampak relatif terhadap latar belakang langit, saat pesawat ruang angkasa mencapai titik berlawanan di orbitnya. Ketika kumpulan data Gaia lengkap dirilis pada tahun 2022, itu akan memberikan dasar tambahan untuk kepercayaan astronom. Riess telah menemukan petunjuk yang mendukung konstanta Hubble-nya yang lebih tinggi ketika dia menggunakan hasil awal Gaia.
Ahli kosmologi, juga, berharap untuk memperkuat pengukuran mereka dengan teleskop kosmologi Atacama di Chili dan teleskop Kutub Selatan, yang dapat menguji hasil presisi tinggi Planck. Dan jika hasilnya menolak untuk bertemu, maka ahli teori akan mencoba untuk menutup celah tersebut. “Ini bagus saat modelnya rusak. Validasi model tidak menarik."
Misalnya, seseorang dapat menambahkan partikel ekstra ke Model Standar Semesta. CMB menawarkan perkiraan anggaran energi total tak lama setelah Big Bang, ketika terpecah menjadi materi dan radiasi energi tinggi. Sebagai berikut dari rumus ekivalensi terkenal Einstein E = mc2, energi bertindak seperti materi, memperlambat perluasan ruang dengan gravitasinya. Tapi materi adalah rem yang lebih efektif. Seiring waktu, radiasi - foton cahaya dan partikel cahaya lainnya seperti neutrino - mendingin dan kehilangan energi, efek gravitasi melemah.
Tiga jenis neutrino saat ini diketahui. Jika ada yang keempat, seperti yang dikemukakan oleh beberapa ahli teori, ada sedikit lebih banyak di sisi radiasi dalam anggaran energi asli alam semesta, dan bagian ini akan menghilang lebih cepat. Ini, pada gilirannya, akan berarti bahwa alam semesta awal mengembang lebih cepat daripada yang diramalkan oleh daftar bahan kosmologi modern. Di masa mendatang, penambahan ini dapat mempertemukan dua hasil yang berbeda. Tapi detektor neutrino belum mengungkapkan petunjuk apapun tentang neutrino tipe 4, dan pengukuran Planck lainnya membatasi jumlah total radiasi berlebih.
Pilihan lainnya adalah yang disebut energi gelap hantu. Model kosmologis sejati berarti kekuatan konstan oleh energi gelap. Jika energi gelap semakin kuat dari waktu ke waktu, itu akan menjelaskan mengapa kosmos berkembang lebih cepat hari ini daripada yang diperkirakan orang saat melihat alam semesta awal. Namun, energi gelap variabel tampaknya benar-benar berlebihan. Ahli kosmologi dan astrofisikawan cenderung percaya bahwa masalah lebih mungkin terjadi pada metode yang ada, daripada dalam fisika baru.
Friedman percaya bahwa satu-satunya solusi - untuk memadamkan api dengan api - terletak pada pengamatan baru tentang alam semesta. Bersama Mador, mereka bersiap untuk melakukan pengukuran terpisah, tidak hanya dikalibrasi untuk Cepheid, tetapi juga untuk jenis bintang variabel lain dan raksasa merah terang. Contoh terdekat dapat dipelajari dengan menggunakan teleskop otomatis dengan lebar 30 sentimeter, dan teleskop jarak jauh akan membantu untuk menjelajahi teleskop luar angkasa Hubble dan Spitzer. Begitu dia mampu mengatasi Sandage yang gelap dan penuh kerusuhan, dia siap menjawab tantangan berani tim Planck dan Riesz.
“Mereka bilang kami salah. Baiklah, mari kita lihat,”candanya.
ILYA KHEL
