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

BAB 7 : BLACK HOLES TIDAK HITAM

Sebelum tahun 1970, penelitian saya mengenai relativitas umum terutama terfokus pada pertanyaan apakah pernah terjadi singularitas dentuman besar atau tidak. Namun, pada suatu malam di bulan November tahun itu, tak lama setelah kelahiran putri saya, Lucy, saya mulai memikirkan tentang lubang hitam ketika sedang bersiap naik ke tempat tidur. Kecacatan saya membuat proses ini berlangsung agak lambat, sehingga saya memiliki banyak waktu untuk berpikir.

Pada masa itu belum ada definisi yang tepat mengenai titik-titik mana dalam ruang-waktu yang berada di dalam lubang hitam dan mana yang berada di luarnya. Saya telah mendiskusikan dengan Roger Penrose gagasan untuk mendefinisikan lubang hitam sebagai himpunan peristiwa yang darinya tidak mungkin meloloskan diri ke jarak yang sangat jauh, yang kini menjadi definisi yang diterima secara umum. Ini berarti bahwa batas lubang hitam, yakni cakrawala peristiwa, dibentuk oleh berkas-berkas cahaya yang nyaris gagal meloloskan diri dari lubang hitam, melayang selamanya tepat di tepinya Gambar 7:1. Hal ini agak menyerupai seseorang yang melarikan diri dari polisi dan hanya mampu mempertahankan jarak satu langkah di depan, tetapi tidak pernah benar-benar berhasil menjauh!

Tiba-tiba saya menyadari bahwa lintasan berkas-berkas cahaya ini tidak mungkin saling mendekati. Jika mereka melakukannya, pada akhirnya mereka pasti akan saling bertemu. Itu akan seperti berjumpa dengan seseorang yang juga melarikan diri dari polisi namun dari arah berlawanan—kalian berdua akan tertangkap! (Atau, dalam kasus ini, jatuh ke dalam lubang hitam.) Tetapi jika berkas-berkas cahaya ini ditelan oleh lubang hitam, maka mereka tidak mungkin berada pada batas lubang hitam. Jadi lintasan cahaya pada cakrawala peristiwa haruslah selalu bergerak sejajar satu sama lain, atau saling menjauh. Cara lain untuk memahaminya adalah bahwa cakrawala peristiwa, batas lubang hitam, bagaikan tepi bayangan—bayangan dari malapetaka yang akan datang. Jika Anda memperhatikan bayangan yang ditimbulkan oleh sumber cahaya yang sangat jauh, seperti matahari, Anda akan melihat bahwa berkas-berkas cahaya di tepinya tidak saling mendekat.

Jika berkas-berkas cahaya yang membentuk cakrawala peristiwa, batas lubang hitam, tidak pernah dapat saling mendekati, maka luas cakrawala peristiwa dapat tetap sama atau bertambah seiring waktu, tetapi tidak pernah berkurang, karena itu berarti setidaknya sebagian berkas cahaya di batas tersebut harus saling mendekat. Faktanya, luas itu akan bertambah setiap kali materi atau radiasi jatuh ke dalam lubang hitam Gambar 7:2.

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

Atau jika dua lubang hitam bertabrakan dan bergabung membentuk satu lubang hitam tunggal, maka luas cakrawala peristiwa lubang hitam akhir akan lebih besar atau sama dengan jumlah luas cakrawala peristiwa dari lubang hitam-lubang hitam semula Gambar 7:3. Sifat yang tidak pernah berkurang dari luas cakrawala peristiwa ini memberikan batasan penting terhadap kemungkinan perilaku lubang hitam. Saya begitu bersemangat dengan penemuan ini hingga malam itu saya hampir tidak tidur.

Keesokan harinya saya menelepon Roger Penrose. Ia sependapat dengan saya. Saya kira sebenarnya ia telah menyadari sifat luas ini sebelumnya. Namun, ia menggunakan definisi lubang hitam yang sedikit berbeda. Ia belum menyadari bahwa batas lubang hitam menurut kedua definisi tersebut akan sama, dan demikian pula luasnya, asalkan lubang hitam itu telah mencapai keadaan mantap di mana ia tidak lagi berubah terhadap waktu.

Perilaku luas lubang hitam yang tidak pernah berkurang ini sangat mengingatkan pada perilaku suatu besaran fisika yang disebut entropi, yang mengukur tingkat ketidakteraturan suatu sistem. Pengalaman sehari-hari menunjukkan bahwa ketidakteraturan cenderung meningkat jika segala sesuatu dibiarkan begitu saja. (Cukup hentikan perbaikan rumah untuk melihatnya!) Kita dapat menciptakan keteraturan dari ketidakteraturan—misalnya dengan mengecat rumah—tetapi itu memerlukan usaha atau energi, sehingga mengurangi jumlah energi teratur yang tersedia.

Pernyataan yang tepat mengenai gagasan ini dikenal sebagai hukum kedua termodinamika. Hukum ini menyatakan bahwa entropi suatu sistem terisolasi selalu meningkat, dan bahwa ketika dua sistem digabungkan, entropi sistem gabungan lebih besar daripada jumlah entropi masing-masing sistem.

Sebagai contoh, pertimbangkan sistem molekul gas dalam sebuah kotak. Molekul-molekul itu dapat dibayangkan sebagai bola-bola biliar kecil yang terus-menerus bertumbukan satu sama lain dan memantul dari dinding kotak. Semakin tinggi suhu gas, semakin cepat molekul bergerak, sehingga semakin sering dan semakin kuat mereka menumbuk dinding kotak dan semakin besar tekanan keluar yang mereka berikan pada dinding tersebut.

Misalkan mula-mula molekul-molekul itu semuanya terkurung di sisi kiri kotak oleh suatu sekat. Jika sekat tersebut kemudian dihilangkan, molekul-molekul akan cenderung menyebar dan menempati kedua bagian kotak. Pada suatu waktu kemudian, secara kebetulan mereka mungkin saja seluruhnya berada di sisi kanan atau kembali ke sisi kiri, tetapi kemungkinan yang jauh lebih besar adalah bahwa jumlahnya kira-kira seimbang di kedua sisi. Keadaan ini kurang teratur, atau lebih tidak teratur, dibandingkan keadaan awal ketika semua molekul berada di satu sisi. Karena itu dikatakan bahwa entropi gas telah meningkat.

Demikian pula, misalkan kita memulai dengan dua kotak, yang satu berisi molekul oksigen dan yang lain molekul nitrogen. Jika kedua kotak itu disatukan dan dinding pemisahnya dihilangkan, molekul-molekul oksigen dan nitrogen akan mulai bercampur. Pada waktu kemudian, keadaan yang paling mungkin adalah campuran yang cukup seragam dari molekul oksigen dan nitrogen di seluruh kedua kotak. Keadaan ini lebih tidak teratur, dan karenanya memiliki entropi yang lebih besar, daripada keadaan awal berupa dua kotak terpisah.

Hukum kedua termodinamika memiliki kedudukan yang agak berbeda dibandingkan hukum-hukum sains lainnya, seperti hukum gravitasi Newton, karena ia tidak selalu berlaku, melainkan hanya dalam sebagian besar kasus yang sangat besar kemungkinannya. Peluang bahwa semua molekul gas dalam contoh pertama kita akan ditemukan kembali di satu sisi kotak pada waktu kemudian adalah jutaan kali jutaan banding satu, tetapi hal itu tetap mungkin terjadi.

Namun, jika ada lubang hitam, tampaknya terdapat cara yang lebih mudah untuk melanggar hukum kedua: cukup lemparkan materi dengan entropi besar, seperti sekotak gas, ke dalam lubang hitam. Total entropi materi di luar lubang hitam akan berkurang. Tentu saja, orang masih dapat mengatakan bahwa total entropi, termasuk entropi di dalam lubang hitam, tidak berkurang—tetapi karena tidak ada cara untuk melihat ke dalam lubang hitam, kita tidak dapat mengetahui berapa besar entropi materi di dalamnya.

Akan sangat baik jika ada suatu sifat lubang hitam yang memungkinkan pengamat di luar mengetahui entropinya, dan yang akan meningkat setiap kali materi yang membawa entropi jatuh ke dalamnya. Mengikuti penemuan bahwa luas cakrawala peristiwa meningkat setiap kali materi jatuh ke dalam lubang hitam, seorang mahasiswa riset di Princeton bernama Jacob Bekenstein mengusulkan bahwa luas cakrawala peristiwa merupakan ukuran entropi lubang hitam. Ketika materi yang membawa entropi jatuh ke dalam lubang hitam, luas cakrawala peristiwanya akan meningkat, sehingga jumlah entropi materi di luar lubang hitam dan luas cakrawala tidak pernah berkurang.

Usulan ini tampaknya mencegah pelanggaran hukum kedua termodinamika dalam sebagian besar situasi. Namun, terdapat satu cacat fatal. Jika lubang hitam memiliki entropi, maka ia juga seharusnya memiliki suhu. Dan suatu benda dengan suhu tertentu harus memancarkan radiasi pada laju tertentu. Pengalaman umum menunjukkan bahwa jika kita memanaskan sebatang besi di dalam api, ia akan berpijar merah dan memancarkan radiasi; tetapi benda bersuhu lebih rendah pun memancarkan radiasi, hanya saja biasanya tidak kita sadari karena jumlahnya sangat kecil. Radiasi ini diperlukan untuk mencegah pelanggaran hukum kedua.

Jadi lubang hitam seharusnya memancarkan radiasi. Namun, menurut definisinya, lubang hitam adalah objek yang tidak seharusnya memancarkan apa pun. Karena itu tampaknya luas cakrawala peristiwa tidak dapat dianggap sebagai entropinya.

Pada tahun 1972 saya menulis makalah bersama Brandon Carter dan seorang kolega Amerika, Jim Bardeen, di mana kami menunjukkan bahwa meskipun terdapat banyak kemiripan antara entropi dan luas cakrawala peristiwa, terdapat kesulitan yang tampaknya fatal ini. Saya harus mengakui bahwa dalam menulis makalah tersebut saya sebagian terdorong oleh rasa jengkel terhadap Bekenstein, yang menurut saya telah menyalahgunakan penemuan saya tentang pertambahan luas cakrawala peristiwa. Namun pada akhirnya ternyata ia pada dasarnya benar, meskipun dengan cara yang sama sekali tidak ia perkirakan.

Pada September 1973, ketika saya berkunjung ke Moskow, saya mendiskusikan lubang hitam dengan dua pakar terkemuka Soviet, Yakov Zeldovich dan Alexander Starobinsky. Mereka meyakinkan saya bahwa, menurut prinsip ketidakpastian mekanika kuantum, lubang hitam yang berotasi seharusnya menciptakan dan memancarkan partikel. Saya menerima argumen mereka secara fisik, tetapi saya tidak menyukai cara matematis yang mereka gunakan untuk menghitung pancaran tersebut.

Karena itu saya berusaha merumuskan perlakuan matematis yang lebih baik, yang saya paparkan dalam sebuah seminar informal di Oxford pada akhir November 1973. Pada waktu itu saya belum melakukan perhitungan untuk mengetahui seberapa banyak yang sebenarnya akan dipancarkan. Saya memperkirakan hanya akan menemukan radiasi yang telah diprediksi Zeldovich dan Starobinsky dari lubang hitam yang berotasi.

Namun ketika saya melakukan perhitungan, saya mendapati—dengan rasa terkejut dan jengkel—bahwa bahkan lubang hitam yang tidak berotasi pun tampaknya harus menciptakan dan memancarkan partikel pada laju tetap. Pada awalnya saya mengira bahwa pancaran ini menunjukkan bahwa salah satu pendekatan yang saya gunakan tidaklah sahih. Saya khawatir jika Bekenstein mengetahui hal ini, ia akan memanfaatkannya sebagai argumen tambahan untuk mendukung gagasannya tentang entropi lubang hitam, yang saat itu masih tidak saya sukai.

Namun semakin saya memikirkannya, semakin tampak bahwa pendekatan tersebut memang seharusnya berlaku. Yang akhirnya meyakinkan saya bahwa pancaran itu nyata adalah bahwa spektrum partikel yang dipancarkan persis sama dengan yang akan dipancarkan oleh suatu benda panas, dan bahwa lubang hitam memancarkan partikel pada laju yang tepat untuk mencegah pelanggaran hukum kedua.

Sejak saat itu, perhitungan tersebut telah diulang dalam berbagai bentuk oleh banyak peneliti lain. Semuanya menegaskan bahwa lubang hitam seharusnya memancarkan partikel dan radiasi seolah-olah ia adalah benda panas dengan suhu yang hanya bergantung pada massanya: semakin besar massanya, semakin rendah suhunya.

Bagaimana mungkin lubang hitam tampak memancarkan partikel padahal kita tahu bahwa tidak ada sesuatu pun yang dapat lolos dari dalam cakrawala peristiwanya? Jawabannya, menurut teori kuantum, adalah bahwa partikel-partikel itu tidak berasal dari dalam lubang hitam, melainkan dari ruang “kosong” tepat di luar cakrawala peristiwanya.

Kita dapat memahaminya sebagai berikut: apa yang kita anggap sebagai ruang “kosong” tidak mungkin sepenuhnya kosong, karena itu berarti semua medan, seperti medan gravitasi dan elektromagnetik, harus bernilai tepat nol. Namun nilai suatu medan dan laju perubahannya terhadap waktu mirip dengan posisi dan kecepatan sebuah partikel: prinsip ketidakpastian menyiratkan bahwa semakin tepat kita mengetahui salah satu dari besaran ini, semakin tidak tepat kita mengetahui yang lainnya.

Karena itu, dalam ruang kosong, medan tidak dapat ditetapkan tepat pada nol, sebab itu akan berarti memiliki nilai yang pasti (nol) sekaligus laju perubahan yang pasti (juga nol). Harus ada sejumlah minimum ketidakpastian, atau fluktuasi kuantum, dalam nilai medan tersebut. Fluktuasi ini dapat dipandang sebagai pasangan partikel cahaya atau gravitasi yang muncul bersama pada suatu waktu, bergerak saling menjauh, lalu kembali bertemu dan saling memusnahkan.

Partikel-partikel ini adalah partikel virtual seperti partikel yang membawa gaya gravitasi Matahari: tidak seperti partikel nyata, mereka tidak dapat diamati secara langsung dengan detektor partikel. Namun efek tidak langsungnya, seperti perubahan kecil dalam energi orbit elektron dalam atom, dapat diukur dan sesuai dengan prediksi teoretis dengan tingkat ketelitian yang luar biasa.

Prinsip ketidakpastian juga memprediksi adanya pasangan virtual serupa dari partikel materi, seperti elektron atau quark. Dalam hal ini, salah satu anggota pasangan adalah partikel dan yang lainnya antipartikel (antipartikel cahaya dan gravitasi sama dengan partikelnya sendiri).

Karena energi tidak dapat diciptakan dari ketiadaan, salah satu pasangan partikel/antipartikel akan memiliki energi positif, dan yang lainnya energi negatif. Yang berenergi negatif ditakdirkan menjadi partikel virtual berumur sangat singkat, karena dalam keadaan normal partikel nyata selalu memiliki energi positif. Karena itu ia harus mencari pasangannya dan saling memusnahkan.

Namun partikel nyata yang berada dekat dengan benda bermassa besar memiliki energi lebih kecil dibandingkan jika ia berada jauh, karena diperlukan energi untuk mengangkatnya menjauh melawan tarikan gravitasi benda tersebut. Biasanya energi partikel tetap positif, tetapi medan gravitasi di dalam lubang hitam begitu kuat sehingga bahkan partikel nyata pun dapat memiliki energi negatif di sana.

Karena itu, jika terdapat lubang hitam, partikel virtual berenergi negatif dapat jatuh ke dalam lubang hitam dan menjadi partikel atau antipartikel nyata. Dalam keadaan ini ia tidak lagi harus memusnahkan diri dengan pasangannya. Pasangan yang ditinggalkannya mungkin juga jatuh ke dalam lubang hitam. Atau, karena memiliki energi positif, ia dapat lolos dari sekitar lubang hitam sebagai partikel atau antipartikel nyata Gambar 7:4.

Bagi seorang pengamat dari kejauhan, partikel itu akan tampak seolah-olah dipancarkan dari lubang hitam. Semakin kecil lubang hitam tersebut, semakin pendek jarak yang harus ditempuh partikel berenergi negatif sebelum menjadi partikel nyata, dan dengan demikian semakin besar laju pancaran serta suhu semu dari lubang hitam itu.

Energi positif dari radiasi yang keluar akan diimbangi oleh aliran partikel berenergi negatif yang masuk ke dalam lubang hitam. Menurut persamaan Einstein E = mc² (di mana E adalah energi, m adalah massa, dan c adalah kecepatan cahaya), energi sebanding dengan massa. Karena itu, aliran energi negatif ke dalam lubang hitam akan mengurangi massanya.

Ketika lubang hitam kehilangan massa, luas cakrawala peristiwanya menyusut, tetapi penurunan entropi lubang hitam ini lebih dari diimbangi oleh entropi radiasi yang dipancarkan, sehingga hukum kedua tidak pernah dilanggar.

Lebih jauh lagi, semakin kecil massa lubang hitam, semakin tinggi suhunya. Maka ketika lubang hitam kehilangan massa, suhu dan laju pancarannya meningkat, sehingga ia kehilangan massa semakin cepat. Apa yang terjadi ketika massa lubang hitam akhirnya menjadi sangat kecil belum sepenuhnya jelas, tetapi dugaan yang paling masuk akal adalah bahwa ia akan lenyap sama sekali dalam semburan pancaran terakhir yang dahsyat, setara dengan ledakan jutaan bom-H.

Lubang hitam dengan massa beberapa kali massa Matahari hanya akan memiliki suhu sekitar sepersepuluh juta derajat di atas nol mutlak. Ini jauh lebih rendah daripada suhu radiasi gelombang mikro yang memenuhi alam semesta (sekitar 2,7 derajat di atas nol mutlak), sehingga lubang hitam semacam itu akan memancarkan lebih sedikit daripada yang diserapnya. Jika alam semesta ditakdirkan untuk terus mengembang selamanya, suhu radiasi gelombang mikro pada akhirnya akan turun di bawah suhu lubang hitam semacam itu, yang kemudian akan mulai kehilangan massa.

Namun bahkan pada saat itu, suhunya akan begitu rendah sehingga diperlukan sekitar sejuta triliun triliun triliun triliun triliun triliun triliun triliun triliun triliun tahun (1 dengan enam puluh enam nol di belakangnya) untuk menguap sepenuhnya. Ini jauh lebih lama daripada usia alam semesta, yang hanya sekitar sepuluh atau dua puluh miliar tahun (1 atau 2 dengan sepuluh nol di belakangnya).

Di sisi lain, sebagaimana disebutkan dalam Bab 6, mungkin terdapat lubang hitam primordial dengan massa jauh lebih kecil yang terbentuk dari runtuhnya ketidakteraturan pada tahap-tahap paling awal alam semesta. Lubang hitam semacam itu akan memiliki suhu jauh lebih tinggi dan memancarkan radiasi dengan laju yang jauh lebih besar.

Sebuah lubang hitam primordial dengan massa awal sekitar seribu juta ton akan memiliki umur kira-kira sama dengan usia alam semesta. Lubang hitam primordial dengan massa awal lebih kecil dari angka ini sudah sepenuhnya menguap, tetapi yang massanya sedikit lebih besar masih akan memancarkan radiasi dalam bentuk sinar-X dan sinar gamma. Sinar-X dan sinar gamma ini seperti gelombang cahaya, tetapi dengan panjang gelombang jauh lebih pendek. Lubang-lubang ini hampir tidak layak disebut “hitam”: mereka sesungguhnya berpijar putih panas dan memancarkan energi dengan laju sekitar sepuluh ribu megawatt.

Satu lubang hitam semacam itu dapat menjalankan sepuluh pembangkit listrik besar, seandainya saja kita dapat memanfaatkan dayanya. Namun hal ini akan sangat sulit: lubang hitam tersebut akan memiliki massa sebesar gunung yang dipadatkan hingga kurang dari sepersejuta triliun inci, seukuran inti atom. Jika Anda memiliki salah satu lubang hitam ini di permukaan Bumi, tidak ada cara untuk mencegahnya jatuh menembus lantai hingga ke pusat Bumi. Ia akan berosilasi menembus Bumi bolak-balik, hingga akhirnya menetap di pusatnya.

Karena itu, satu-satunya tempat untuk menempatkan lubang hitam semacam itu—agar energi yang dipancarkannya dapat dimanfaatkan—adalah di orbit mengelilingi Bumi. Dan satu-satunya cara untuk membuatnya mengorbit Bumi adalah dengan menariknya ke sana menggunakan massa besar yang diseret di depannya, seperti wortel di depan seekor keledai. Ini tidak terdengar sebagai gagasan yang sangat praktis, setidaknya untuk masa depan dekat.

Namun sekalipun kita tidak dapat memanfaatkan pancaran dari lubang hitam primordial ini, bagaimana peluang kita untuk mengamatinya? Kita dapat mencari sinar gamma yang dipancarkan lubang hitam primordial sepanjang sebagian besar masa hidupnya. Meskipun radiasi dari kebanyakan di antaranya akan sangat lemah karena jaraknya yang jauh, jumlah total dari semuanya mungkin dapat dideteksi.

Kita memang mengamati latar belakang sinar gamma semacam itu: Gambar 7:5 menunjukkan bagaimana intensitas teramati berbeda pada frekuensi yang berlainan (jumlah gelombang per detik). Namun latar belakang ini bisa saja—dan kemungkinan besar memang—dihasilkan oleh proses selain lubang hitam primordial. Garis putus-putus dalam Gambar 7:5 menunjukkan bagaimana intensitas seharusnya berubah terhadap frekuensi untuk sinar gamma yang dipancarkan oleh lubang hitam primordial, jika rata-rata terdapat 300 per tahun cahaya kubik.

Karena itu dapat dikatakan bahwa pengamatan terhadap latar belakang sinar gamma tidak memberikan bukti positif tentang keberadaan lubang hitam primordial, tetapi menunjukkan bahwa rata-rata tidak mungkin terdapat lebih dari 300 dalam setiap tahun cahaya kubik di alam semesta. Batas ini berarti bahwa lubang hitam primordial paling banyak hanya dapat menyusun sepersejuta bagian dari materi di alam semesta.

Dengan kelangkaan lubang hitam primordial seperti itu, tampaknya kecil kemungkinan ada satu yang cukup dekat untuk kita amati sebagai sumber individu sinar gamma. Namun karena gravitasi akan menarik lubang hitam primordial menuju materi apa pun, mereka seharusnya jauh lebih umum di dalam dan di sekitar galaksi.

Jadi meskipun latar belakang sinar gamma memberi tahu kita bahwa rata-rata tidak boleh ada lebih dari 300 lubang hitam primordial per tahun cahaya kubik, hal itu tidak memberi tahu kita seberapa umum mereka di galaksi kita sendiri. Jika mereka, misalnya, sejuta kali lebih umum daripada angka rata-rata ini, maka lubang hitam terdekat dengan kita mungkin berada pada jarak sekitar seribu juta kilometer, kira-kira sejauh Pluto, planet terjauh yang dikenal.

Pada jarak ini masih akan sangat sulit mendeteksi pancaran tetap dari sebuah lubang hitam, bahkan jika ia memancarkan sepuluh ribu megawatt. Untuk mengamati lubang hitam primordial, seseorang harus mendeteksi beberapa kuanta sinar gamma yang datang dari arah yang sama dalam rentang waktu yang wajar, misalnya satu minggu. Jika tidak, mereka mungkin hanya merupakan bagian dari latar belakang.

Namun prinsip kuantum Planck menyatakan bahwa setiap kuanta sinar gamma memiliki energi yang sangat tinggi, karena sinar gamma memiliki frekuensi sangat tinggi, sehingga tidak diperlukan banyak kuanta untuk memancarkan sepuluh ribu megawatt. Dan untuk mengamati beberapa kuanta ini dari jarak sejauh Pluto akan memerlukan detektor sinar gamma yang lebih besar daripada yang pernah dibangun sejauh ini. Selain itu, detektor tersebut harus ditempatkan di ruang angkasa, karena sinar gamma tidak dapat menembus atmosfer.

Tentu saja, jika lubang hitam yang sedekat Pluto mencapai akhir hidupnya dan meledak, akan mudah mendeteksi semburan pancaran terakhirnya. Namun jika lubang hitam itu telah memancarkan radiasi selama sepuluh atau dua puluh miliar tahun terakhir, peluang bahwa ia akan mencapai akhir hidupnya dalam beberapa tahun ke depan—alih-alih beberapa juta tahun yang lalu atau di masa depan—sangatlah kecil.

Karena itu, untuk memiliki peluang yang masuk akal menyaksikan ledakan sebelum dana penelitian Anda habis, Anda harus menemukan cara mendeteksi ledakan dalam jarak sekitar satu tahun cahaya.

Memang, semburan sinar gamma dari ruang angkasa telah dideteksi oleh satelit yang semula dibangun untuk mencari pelanggaran terhadap Perjanjian Larangan Uji Coba. Semburan ini tampaknya terjadi sekitar enam belas kali sebulan dan tersebar hampir merata ke segala arah di langit. Ini menunjukkan bahwa mereka berasal dari luar Tata Surya, karena jika tidak, kita akan mengharapkannya terkonsentrasi di sekitar bidang orbit planet-planet.

Sebaran yang merata juga menunjukkan bahwa sumbernya mungkin cukup dekat dengan kita di galaksi ini atau justru berada jauh di luar pada jarak kosmologis, karena jika tidak, mereka akan terkonsentrasi di sekitar bidang galaksi. Dalam kasus terakhir, energi yang dibutuhkan untuk menjelaskan semburan tersebut akan terlalu besar untuk dihasilkan oleh lubang hitam kecil, tetapi jika sumbernya relatif dekat dalam skala galaktik, mungkin saja mereka adalah lubang hitam yang meledak.

Saya sangat berharap hal itu benar, tetapi saya harus mengakui bahwa ada penjelasan lain yang mungkin untuk semburan sinar gamma, seperti tabrakan bintang neutron. Pengamatan baru dalam beberapa tahun mendatang, khususnya oleh detektor gelombang gravitasi seperti LIGO, seharusnya memungkinkan kita menemukan asal-usul semburan sinar gamma tersebut.

Bahkan jika pencarian lubang hitam primordial terbukti negatif, seperti yang tampaknya mungkin, hal itu tetap akan memberi kita informasi penting tentang tahap-tahap paling awal alam semesta. Jika alam semesta awal bersifat kacau atau tidak teratur, atau jika tekanan materi rendah, kita akan mengharapkannya menghasilkan jauh lebih banyak lubang hitam primordial daripada batas yang telah ditetapkan oleh pengamatan latar belakang sinar gamma. Hanya jika alam semesta awal sangat halus dan seragam, dengan tekanan tinggi, ketiadaan jumlah lubang hitam primordial yang dapat diamati dapat dijelaskan.

Gagasan tentang radiasi dari lubang hitam merupakan contoh pertama dari suatu prediksi yang bergantung secara esensial pada dua teori besar abad ini, relativitas umum dan mekanika kuantum. Gagasan ini pada awalnya menimbulkan banyak penentangan karena mengguncang pandangan yang ada: “Bagaimana mungkin lubang hitam memancarkan sesuatu?”

Ketika saya pertama kali mengumumkan hasil perhitungan saya dalam sebuah konferensi di Laboratorium Rutherford-Appleton dekat Oxford, saya disambut dengan ketidakpercayaan umum. Pada akhir presentasi saya, ketua sesi, John G. Taylor dari King’s College London, menyatakan bahwa semua itu tidak masuk akal. Ia bahkan menulis makalah untuk menyatakan hal tersebut.

Namun pada akhirnya sebagian besar orang, termasuk John Taylor, sampai pada kesimpulan bahwa lubang hitam memang harus memancarkan radiasi seperti benda panas jika gagasan-gagasan kita tentang relativitas umum dan mekanika kuantum benar. Dengan demikian, meskipun kita belum berhasil menemukan lubang hitam primordial, terdapat kesepakatan yang cukup luas bahwa jika kita menemukannya, ia pasti memancarkan banyak sinar gamma dan sinar-X.

Keberadaan radiasi dari lubang hitam tampaknya menyiratkan bahwa runtuhnya gravitasi tidaklah sepenuhnya final dan tak dapat dibalik seperti yang pernah kita duga. Jika seorang astronot jatuh ke dalam lubang hitam, massanya akan bertambah, tetapi pada akhirnya energi yang setara dengan tambahan massa itu akan dikembalikan ke alam semesta dalam bentuk radiasi. Dengan demikian, dalam suatu arti, sang astronot akan “didaur ulang.”

Namun itu akan menjadi bentuk keabadian yang buruk, karena konsep waktu pribadi bagi sang astronot hampir pasti akan berakhir ketika ia tercabik di dalam lubang hitam! Bahkan jenis partikel yang akhirnya dipancarkan oleh lubang hitam pada umumnya akan berbeda dari yang menyusun sang astronot: satu-satunya ciri yang akan bertahan darinya hanyalah massa atau energinya.

Pendekatan yang saya gunakan untuk menurunkan pancaran dari lubang hitam seharusnya bekerja dengan baik ketika lubang hitam memiliki massa lebih besar daripada sebagian kecil gram. Namun pendekatan tersebut akan gagal pada akhir kehidupan lubang hitam ketika massanya menjadi sangat kecil. Hasil yang paling mungkin tampaknya adalah bahwa lubang hitam itu akan lenyap begitu saja, setidaknya dari wilayah alam semesta kita, dengan membawa serta astronot dan setiap singularitas yang mungkin ada di dalamnya, jika memang ada.

Ini merupakan petunjuk pertama bahwa mekanika kuantum mungkin menghapus singularitas yang diprediksi oleh relativitas umum. Namun metode yang saya dan orang lain gunakan pada tahun 1974 belum mampu menjawab pertanyaan apakah singularitas akan muncul dalam gravitasi kuantum.

Karena itu sejak tahun 1975 saya mulai mengembangkan pendekatan yang lebih kuat terhadap gravitasi kuantum berdasarkan gagasan Richard Feynman tentang penjumlahan atas sejarah. Jawaban yang disarankan pendekatan ini mengenai asal-usul dan nasib alam semesta serta isinya, seperti para astronot, akan dijelaskan dalam dua bab berikutnya.

Kita akan melihat bahwa meskipun prinsip ketidakpastian membatasi ketepatan semua prediksi kita, pada saat yang sama ia mungkin menghapus ketidakpastian mendasar yang muncul pada singularitas ruang-waktu.