[BUKU BAHASA INDONESIA] A BRIEF HISTORY OF TIME - STEPHEN HAWKING

BAB 6 : BLACK HOLES

Istilah lubang hitam berasal dari masa yang relatif baru. Istilah ini diciptakan pada tahun 1969 oleh ilmuwan Amerika John Wheeler sebagai gambaran yang kuat mengenai suatu gagasan yang setidaknya telah ada sejak dua ratus tahun sebelumnya, pada masa ketika terdapat dua teori tentang cahaya: yang pertama, didukung oleh Newton, menyatakan bahwa cahaya tersusun atas partikel; yang kedua menyatakan bahwa cahaya terdiri atas gelombang.

Kini kita mengetahui bahwa sesungguhnya kedua teori tersebut benar. Melalui dualitas gelombang/partikel dalam mekanika kuantum, cahaya dapat dipandang sekaligus sebagai gelombang dan partikel.

Dalam teori yang menyatakan bahwa cahaya tersusun atas gelombang, tidak jelas bagaimana ia akan merespons gravitasi. Namun jika cahaya terdiri atas partikel, maka dapat diduga bahwa partikel-partikel itu akan dipengaruhi gravitasi sebagaimana peluru meriam, roket, dan planet. Pada awalnya orang mengira partikel cahaya bergerak dengan kecepatan tak terhingga, sehingga gravitasi tidak akan mampu memperlambatnya. Akan tetapi penemuan Roemer bahwa cahaya bergerak dengan kecepatan terbatas menunjukkan bahwa gravitasi mungkin memiliki pengaruh penting.

Berdasarkan anggapan ini, seorang dosen Cambridge, John Michell, menulis makalah pada tahun 1783 dalam Philosophical Transactions of the Royal Society of London, di mana ia menunjukkan bahwa sebuah bintang yang cukup masif dan padat akan memiliki medan gravitasi yang begitu kuat sehingga cahaya tidak dapat lolos: setiap cahaya yang dipancarkan dari permukaan bintang akan ditarik kembali oleh gravitasi bintang itu sebelum sempat menjauh. Michell menyarankan bahwa mungkin terdapat banyak bintang semacam ini.

Walaupun kita tidak dapat melihatnya karena cahayanya tidak pernah mencapai kita, kita tetap akan merasakan tarikan gravitasinya. Objek-objek inilah yang kini kita sebut lubang hitam, karena memang demikianlah adanya: kekosongan hitam di ruang angkasa.

Distributor pusat penjualan segala alat listrik tenaga surya. Toko online jual listrik tenaga matahari. Produsen Produk solar sel murah.www.tokosolarcell.net . daftar Paket harga penjualan listrik tenaga matahari

Beberapa tahun kemudian gagasan serupa dikemukakan oleh ilmuwan Prancis Marquis de Laplace, tampaknya secara independen dari Michell. Menariknya, Laplace hanya mencantumkan gagasan ini dalam edisi pertama dan kedua bukunya The System of the World, lalu menghilangkannya dalam edisi-edisi berikutnya; mungkin ia menganggapnya sebagai ide yang terlalu ganjil. (Selain itu, teori partikel cahaya kehilangan popularitas selama abad kesembilan belas; tampaknya segala sesuatu dapat dijelaskan oleh teori gelombang, dan menurut teori gelombang tidak jelas bahwa cahaya akan dipengaruhi gravitasi sama sekali.)

Sesungguhnya, tidaklah konsisten memperlakukan cahaya seperti peluru meriam dalam teori gravitasi Newton, karena kecepatan cahaya bersifat tetap. (Peluru meriam yang ditembakkan ke atas dari bumi akan diperlambat oleh gravitasi dan akhirnya berhenti lalu jatuh kembali; tetapi foton harus terus bergerak ke atas dengan kecepatan konstan. Lalu bagaimana gravitasi Newton dapat memengaruhi cahaya?)

Sebuah teori yang konsisten mengenai bagaimana gravitasi memengaruhi cahaya baru muncul ketika Einstein mengajukan relativitas umum pada tahun 1915. Dan bahkan setelah itu, diperlukan waktu lama sebelum implikasi teori tersebut terhadap bintang-bintang masif benar-benar dipahami.

Untuk memahami bagaimana lubang hitam dapat terbentuk, pertama-tama kita perlu memahami siklus hidup sebuah bintang. Sebuah bintang terbentuk ketika sejumlah besar gas (terutama hidrogen) mulai runtuh ke dalam dirinya sendiri akibat tarikan gravitasinya.

Saat ia menyusut, atom-atom gas semakin sering bertumbukan dan dengan kecepatan yang semakin tinggi—gas pun memanas. Akhirnya, gas menjadi begitu panas sehingga ketika atom-atom hidrogen bertumbukan, mereka tidak lagi saling memantul, melainkan bergabung membentuk helium. Panas yang dilepaskan dalam reaksi ini, yang mirip ledakan bom hidrogen terkendali, membuat bintang bersinar.

Panas tambahan ini juga meningkatkan tekanan gas hingga cukup untuk menyeimbangkan tarikan gravitasi, sehingga gas berhenti menyusut. Keadaannya mirip balon—terdapat keseimbangan antara tekanan udara di dalam yang berusaha mengembangkan balon dan tegangan karet yang berusaha mengecilkannya.

Bintang akan tetap stabil dalam keadaan seperti ini untuk waktu yang lama, dengan panas dari reaksi nuklir menyeimbangkan tarikan gravitasi. Namun pada akhirnya, bintang akan kehabisan hidrogen dan bahan bakar nuklir lainnya. Secara paradoks, semakin banyak bahan bakar yang dimiliki sebuah bintang pada awalnya, semakin cepat ia kehabisan.

Hal ini karena semakin masif sebuah bintang, semakin panas ia harus menjadi untuk menyeimbangkan gravitasinya. Dan semakin panas ia, semakin cepat ia menghabiskan bahan bakarnya. Matahari kita mungkin masih memiliki cukup bahan bakar untuk sekitar lima ribu juta tahun lagi, tetapi bintang yang lebih masif dapat menghabiskan bahan bakarnya hanya dalam waktu seratus juta tahun, jauh lebih singkat daripada usia alam semesta.

Ketika sebuah bintang kehabisan bahan bakar, ia mulai mendingin dan kemudian menyusut. Apa yang mungkin terjadi selanjutnya baru dipahami pada akhir 1920-an.

Pada tahun 1928 seorang mahasiswa pascasarjana India, Subrahmanyan Chandrasekhar, berlayar menuju Inggris untuk belajar di Cambridge bersama astronom Inggris Sir Arthur Eddington, seorang pakar relativitas umum. (Menurut beberapa kisah, seorang jurnalis pernah mengatakan kepada Eddington pada awal 1920-an bahwa ia mendengar hanya ada tiga orang di dunia yang memahami relativitas umum. Eddington berhenti sejenak, lalu menjawab, “Saya sedang mencoba memikirkan siapa orang ketiga itu.”)

Selama pelayarannya dari India, Chandrasekhar menghitung seberapa besar sebuah bintang masih dapat bertahan melawan gravitasinya sendiri setelah seluruh bahan bakarnya habis. Gagasannya adalah sebagai berikut: ketika bintang menjadi kecil, partikel-partikel materinya menjadi sangat berdekatan, dan menurut prinsip larangan Pauli, mereka harus memiliki kecepatan yang sangat berbeda.

Hal ini membuat mereka saling menjauh dan cenderung menyebabkan bintang mengembang. Dengan demikian, sebuah bintang dapat mempertahankan jari-jari tetap melalui keseimbangan antara tarikan gravitasi dan tolakan yang timbul dari prinsip larangan, sebagaimana sebelumnya dalam hidupnya gravitasi diseimbangkan oleh panas.

Namun Chandrasekhar menyadari bahwa terdapat batas terhadap tolakan yang dapat diberikan oleh prinsip larangan. Teori relativitas membatasi perbedaan maksimum kecepatan partikel materi di dalam bintang hingga kecepatan cahaya.

Artinya, ketika bintang menjadi cukup padat, tolakan akibat prinsip larangan akan lebih kecil daripada tarikan gravitasi. Chandrasekhar menghitung bahwa bintang dingin dengan massa lebih dari sekitar satu setengah kali massa matahari tidak akan mampu menopang dirinya sendiri melawan gravitasinya. (Massa ini kini dikenal sebagai batas Chandrasekhar.)

Penemuan serupa dilakukan pada waktu yang hampir bersamaan oleh ilmuwan Rusia Lev Davidovich Landau.

Hal ini memiliki implikasi serius terhadap nasib akhir bintang-bintang masif. Jika massa bintang lebih kecil daripada batas Chandrasekhar, ia pada akhirnya dapat berhenti menyusut dan menetap dalam keadaan akhir sebagai “katai putih” dengan jari-jari beberapa ribu mil dan kerapatan ratusan ton per inci kubik. Katai putih ditopang oleh tolakan prinsip larangan antara elektron-elektron di dalam materinya.

Kita mengamati banyak bintang katai putih semacam ini. Salah satu yang pertama ditemukan adalah bintang yang mengorbit Sirius, bintang paling terang di langit malam.

Landau menunjukkan bahwa terdapat kemungkinan keadaan akhir lain bagi bintang, juga dengan massa batas sekitar satu atau dua kali massa matahari, tetapi jauh lebih kecil daripada katai putih. Bintang-bintang ini akan ditopang oleh tolakan prinsip larangan antara neutron dan proton, bukan antara elektron.

Karena itu mereka disebut bintang neutron. Jari-jarinya hanya sekitar sepuluh mil dan kerapatannya ratusan juta ton per inci kubik. Pada saat pertama kali diramalkan, tidak ada cara untuk mengamati bintang neutron. Mereka baru benar-benar terdeteksi jauh kemudian.

Sebaliknya, bintang dengan massa di atas batas Chandrasekhar menghadapi masalah besar ketika mencapai akhir bahan bakarnya. Dalam beberapa kasus, mereka mungkin meledak atau berhasil melepaskan cukup banyak materi untuk mengurangi massanya di bawah batas tersebut dan menghindari keruntuhan gravitasi yang dahsyat.

Namun sulit dipercaya bahwa hal ini selalu terjadi, betapapun besar massanya. Bagaimana sebuah bintang “mengetahui” bahwa ia harus menurunkan berat badan? Dan sekalipun setiap bintang berhasil kehilangan massa yang cukup untuk menghindari keruntuhan, apa yang akan terjadi jika Anda menambahkan lebih banyak massa pada katai putih atau bintang neutron hingga melampaui batas?

Akankah ia runtuh hingga kerapatan tak terhingga? Eddington terkejut oleh implikasi ini dan menolak mempercayai hasil Chandrasekhar. Ia menganggap mustahil bahwa sebuah bintang dapat runtuh menjadi satu titik.

Pandangan ini dianut oleh sebagian besar ilmuwan; Einstein sendiri menulis makalah yang menyatakan bahwa bintang tidak akan menyusut hingga berukuran nol. Penentangan para ilmuwan lain, khususnya Eddington—mantan gurunya dan otoritas terkemuka dalam struktur bintang—membujuk Chandrasekhar untuk meninggalkan bidang penelitian ini dan beralih ke masalah lain dalam astronomi, seperti gerak gugus bintang.

Namun ketika ia dianugerahi Hadiah Nobel pada tahun 1983, penghargaan itu, setidaknya sebagian, diberikan atas karya awalnya mengenai massa batas bintang dingin.

Chandrasekhar telah menunjukkan bahwa prinsip larangan tidak dapat menghentikan keruntuhan bintang yang lebih masif daripada batas Chandrasekhar, tetapi masalah mengenai apa yang akan terjadi pada bintang semacam itu menurut relativitas umum pertama kali dipecahkan oleh seorang Amerika muda, Robert Oppenheimer, pada tahun 1939.

Namun hasilnya menunjukkan bahwa tidak akan ada konsekuensi pengamatan yang dapat dideteksi oleh teleskop pada masa itu. Kemudian Perang Dunia II pecah dan Oppenheimer sendiri terlibat erat dalam proyek bom atom. Setelah perang, masalah keruntuhan gravitasi sebagian besar terlupakan karena sebagian besar ilmuwan terfokus pada apa yang terjadi pada skala atom dan inti atom.

Pada 1960-an, minat terhadap persoalan berskala besar dalam astronomi dan kosmologi bangkit kembali berkat peningkatan besar dalam jumlah dan jangkauan pengamatan astronomi melalui penerapan teknologi modern. Karya Oppenheimer kemudian ditemukan kembali dan dikembangkan oleh sejumlah ilmuwan.

Gambaran yang kini kita miliki dari karya Oppenheimer adalah sebagai berikut. Medan gravitasi bintang mengubah lintasan sinar cahaya dalam ruang-waktu dari yang seharusnya jika bintang itu tidak ada. Kerucut cahaya, yang menunjukkan lintasan dalam ruang dan waktu yang diikuti kilatan cahaya yang dipancarkan dari puncaknya, sedikit membelok ke dalam di dekat permukaan bintang.

Hal ini dapat dilihat pada pembelokan cahaya dari bintang-bintang jauh yang diamati selama gerhana matahari. Ketika bintang menyusut, medan gravitasi di permukaannya semakin kuat dan kerucut cahaya semakin membelok ke dalam.

Akibatnya, cahaya dari bintang semakin sulit untuk lolos, dan bagi pengamat jauh cahaya itu tampak semakin redup dan semakin merah. Akhirnya, ketika bintang telah menyusut hingga mencapai jari-jari kritis tertentu, medan gravitasi di permukaannya menjadi begitu kuat sehingga kerucut cahaya membelok ke dalam sedemikian rupa sehingga cahaya tidak lagi dapat meloloskan diri. Gambar 6:1