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

BAB 3 : ALAM SEMESTA YANG MELUAS

Jika seseorang memandang langit pada malam yang cerah tanpa bulan, objek-objek paling terang yang kemungkinan terlihat adalah planet-planet Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus. Akan tampak pula sejumlah besar bintang, yang pada hakikatnya serupa dengan matahari kita sendiri, namun jauh lebih jauh dari kita. Sebagian dari bintang-bintang tetap ini memang tampak sedikit mengubah posisi relatif mereka satu sama lain ketika bumi mengelilingi matahari: mereka sesungguhnya tidak benar-benar tetap! Hal ini karena mereka relatif dekat dengan kita. Saat bumi bergerak mengitari matahari, kita melihat mereka dari posisi yang berbeda dengan latar belakang bintang-bintang yang lebih jauh. Keadaan ini menguntungkan, sebab memungkinkan kita mengukur secara langsung jarak bintang-bintang tersebut dari kita: semakin dekat letaknya, semakin besar pula tampak pergeserannya. Bintang terdekat, yang disebut Proxima Centauri, didapati berjarak sekitar empat tahun cahaya (cahaya darinya memerlukan kira-kira empat tahun untuk mencapai bumi), atau sekitar dua puluh tiga juta juta mil. Sebagian besar bintang lain yang tampak dengan mata telanjang berada dalam jarak beberapa ratus tahun cahaya dari kita. Matahari kita, sebagai perbandingan, hanya berjarak beberapa menit cahaya saja!

Bintang-bintang yang tampak terlihat tersebar di seluruh langit malam, tetapi terkonsentrasi secara khusus dalam satu pita yang kita sebut Bima Sakti. Sejak tahun 1750, beberapa astronom telah mengemukakan bahwa penampakan Bima Sakti dapat dijelaskan apabila sebagian besar bintang yang terlihat terletak dalam satu konfigurasi berbentuk cakram, suatu contoh dari apa yang kini kita sebut galaksi spiral. Beberapa dekade kemudian, astronom William Herschel meneguhkan gagasan ini dengan tekun mengatalogkan posisi dan jarak sejumlah besar bintang. Meski demikian, gagasan tersebut baru memperoleh penerimaan penuh pada awal abad kedua puluh.

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

Gambaran modern kita tentang alam semesta bermula pada tahun 1924, ketika astronom Amerika Edwin Hubble menunjukkan bahwa galaksi kita bukanlah satu-satunya galaksi. Sesungguhnya terdapat banyak galaksi lain, dengan hamparan ruang kosong yang sangat luas di antara mereka. Untuk membuktikannya, ia perlu menentukan jarak ke galaksi-galaksi lain tersebut, yang begitu jauh sehingga, tidak seperti bintang-bintang dekat, benar-benar tampak tetap. Karena itu, Hubble terpaksa menggunakan metode tidak langsung untuk mengukur jarak.

Kecerlangan tampak suatu bintang bergantung pada dua faktor: seberapa banyak cahaya yang dipancarkannya (luminositasnya) dan seberapa jauh jaraknya dari kita. Untuk bintang-bintang yang dekat, kita dapat mengukur kecerlangan tampak dan jaraknya, sehingga kita dapat menghitung luminositasnya. Sebaliknya, jika kita mengetahui luminositas bintang-bintang di galaksi lain, kita dapat menghitung jaraknya dengan mengukur kecerlangan tampaknya. Hubble mencatat bahwa jenis bintang tertentu selalu memiliki luminositas yang sama ketika cukup dekat untuk dapat kita ukur; karena itu, ia berpendapat, jika kita menemukan bintang-bintang semacam itu di galaksi lain, kita dapat menganggap bahwa mereka memiliki luminositas yang sama—dan dengan demikian menghitung jarak galaksi tersebut. Jika hal ini dapat dilakukan terhadap sejumlah bintang dalam galaksi yang sama, dan perhitungan kita senantiasa menghasilkan jarak yang sama, maka kita dapat cukup yakin akan perkiraan tersebut. Dengan cara inilah Edwin Hubble menghitung jarak ke sembilan galaksi berbeda. Kini kita mengetahui bahwa galaksi kita hanyalah satu dari sekitar seratus ribu juta galaksi yang dapat diamati dengan teleskop modern, dan setiap galaksi itu sendiri mengandung sekitar seratus ribu juta bintang.

Kita hidup dalam sebuah galaksi yang berdiameter sekitar seratus ribu tahun cahaya dan berotasi perlahan; bintang-bintang di lengan spiralnya mengorbit pusat galaksi kira-kira sekali setiap beberapa ratus juta tahun. Matahari kita hanyalah bintang kuning biasa berukuran sedang, yang terletak dekat tepi bagian dalam salah satu lengan spiral. Sungguh kita telah menempuh perjalanan pemahaman yang panjang sejak masa Aristotle dan Ptolemy, ketika orang mengira bahwa bumi adalah pusat alam semesta.

Bintang-bintang begitu jauh sehingga bagi kita tampak hanya sebagai titik-titik cahaya. Kita tidak dapat melihat ukuran maupun bentuknya. Maka bagaimana kita membedakan berbagai jenis bintang? Bagi sebagian besar bintang, hanya ada satu ciri khas yang dapat kita amati—warna cahayanya. Isaac Newton menemukan bahwa jika cahaya matahari dilewatkan melalui kaca berbentuk segitiga yang disebut prisma, cahaya itu terurai menjadi warna-warna penyusunnya (spektrumnya) seperti pelangi. Dengan memusatkan teleskop pada satu bintang atau galaksi tertentu, kita dapat pula mengamati spektrum cahaya dari bintang atau galaksi tersebut. Bintang-bintang yang berbeda memiliki spektrum yang berbeda, tetapi kecerlangan relatif warna-warna yang berlainan selalu tepat sebagaimana yang diharapkan dari cahaya yang dipancarkan oleh suatu benda yang berpijar merah membara.

Selain itu, kita mendapati bahwa warna-warna tertentu yang sangat spesifik hilang dari spektrum bintang, dan warna-warna yang hilang ini dapat berbeda dari satu bintang ke bintang lainnya. Karena setiap unsur kimia menyerap seperangkat warna yang khas, dengan mencocokkan warna-warna yang hilang itu, kita dapat menentukan dengan tepat unsur-unsur apa saja yang terdapat dalam atmosfer bintang tersebut.

Pada tahun 1920-an, ketika para astronom mulai menelaah spektrum bintang-bintang di galaksi lain, mereka menemukan sesuatu yang sangat ganjil: terdapat seperangkat warna hilang yang sama seperti pada bintang-bintang di galaksi kita, tetapi semuanya bergeser dengan jumlah relatif yang sama ke arah ujung merah spektrum. Untuk memahami implikasinya, kita harus terlebih dahulu memahami efek Doppler.

Sebagaimana telah kita lihat, cahaya tampak terdiri atas gelombang dalam medan elektromagnetik. Panjang gelombang cahaya amat kecil, berkisar antara empat hingga tujuh per sepuluh juta meter. Perbedaan panjang gelombang inilah yang oleh mata manusia ditafsirkan sebagai perbedaan warna—panjang gelombang terpanjang tampak merah, dan yang terpendek tampak biru.

Bayangkan suatu sumber cahaya pada jarak tetap dari kita, seperti sebuah bintang, yang memancarkan gelombang dengan panjang gelombang konstan. Jelas bahwa panjang gelombang yang kita terima akan sama dengan panjang gelombang saat dipancarkan. Namun, jika sumber itu mulai bergerak mendekati kita, maka ketika ia memancarkan puncak gelombang berikutnya, posisinya sudah lebih dekat, sehingga jarak antara puncak-puncak gelombang menjadi lebih kecil. Artinya, panjang gelombang yang kita terima menjadi lebih pendek. Sebaliknya, jika sumber menjauhi kita, panjang gelombang yang kita terima menjadi lebih panjang.

Dalam kasus cahaya, ini berarti bahwa bintang-bintang yang menjauh dari kita akan memiliki spektrum yang bergeser ke arah merah (red-shift), sedangkan yang mendekat akan mengalami pergeseran ke arah biru (blue-shift). Hubungan antara panjang gelombang dan kecepatan ini disebut efek Doppler.

Pada tahun-tahun setelah membuktikan keberadaan galaksi-galaksi lain, Hubble mengatalogkan jarak mereka dan mengamati spektrumnya. Saat itu kebanyakan orang menduga galaksi-galaksi bergerak secara acak, sehingga diharapkan ditemukan jumlah pergeseran biru dan merah yang seimbang. Namun ternyata sebagian besar galaksi mengalami pergeseran merah: hampir semuanya menjauh dari kita.

Yang lebih mengejutkan lagi, pada tahun 1929 Hubble menemukan bahwa besarnya pergeseran merah suatu galaksi berbanding lurus dengan jaraknya dari kita. Dengan kata lain, semakin jauh suatu galaksi, semakin cepat ia menjauh. Ini berarti alam semesta tidaklah statis, melainkan sedang mengembang; jarak antara galaksi-galaksi senantiasa berubah.

Penemuan bahwa alam semesta mengembang merupakan salah satu revolusi intelektual besar abad kedua puluh. Bahkan Albert Einstein, ketika merumuskan teori relativitas umum pada tahun 1915, begitu yakin bahwa alam semesta harus statis sehingga ia memperkenalkan konstanta kosmologis ke dalam persamaannya guna memungkinkan alam semesta yang tidak berubah.

Namun seorang fisikawan dan matematikawan Rusia, Alexander Friedmann, justru menerima konsekuensi teori tersebut. Dengan dua asumsi sederhana—bahwa alam semesta tampak sama ke segala arah dan akan tampak sama dari mana pun ia diamati—ia menunjukkan bahwa alam semesta seharusnya tidak statis. Bahkan pada tahun 1922, beberapa tahun sebelum penemuan Hubble, Friedmann telah meramalkan apa yang kemudian ditemukan itu.

Pada tahun 1965, dua fisikawan Amerika di Bell Telephone Laboratories, Arno Penzias dan Robert Wilson, menemukan radiasi gelombang mikro yang datang secara seragam dari segala arah. Radiasi ini kemudian dipahami sebagai sisa pijaran alam semesta awal yang panas dan padat—sebagaimana pernah diusulkan oleh George Gamow.

Penemuan ini memberikan konfirmasi kuat terhadap asumsi Friedmann bahwa alam semesta, dalam skala besar, tampak sama ke segala arah. Dan dari sinilah lahir gambaran kosmologi modern: alam semesta yang mengembang, yang pada masa lampau pernah berada dalam keadaan jauh lebih panas dan jauh lebih rapat daripada sekarang.

Gambar 3:2 memperlihatkan bagaimana jarak antara dua galaksi yang bertetangga berubah seiring bertambahnya waktu. Jarak itu bermula dari nol, meningkat hingga mencapai suatu nilai maksimum, lalu menyusut kembali hingga nol.

Dalam jenis solusi kedua, alam semesta mengembang sedemikian cepat sehingga tarikan gravitasi tak pernah mampu menghentikannya, meskipun memperlambatnya sedikit.

Gambar 3:3 menunjukkan pemisahan antara galaksi-galaksi bertetangga dalam model ini. Ia bermula dari nol dan pada akhirnya galaksi-galaksi bergerak saling menjauh dengan kecepatan tetap.

Akhirnya, terdapat jenis solusi ketiga, di mana alam semesta mengembang tepat cukup cepat untuk menghindari keruntuhan kembali. Dalam hal ini, pemisahan—sebagaimana diperlihatkan pada Gambar 3:4—juga bermula dari nol dan meningkat tanpa batas. Namun, kecepatan galaksi-galaksi saling menjauh menjadi semakin kecil, meskipun tidak pernah benar-benar mencapai nol.