Bagaimana alam semesta kita wujud? Bagaimana ia berubah menjadi ruang yang nampaknya tidak berkesudahan? Dan apa yang akan terjadi setelah berjuta-juta dan berbilion tahun? Soalan-soalan ini menyeksa (dan terus menyeksa) pemikiran para ahli falsafah dan saintis, nampaknya, sejak awal waktu, sambil menimbulkan banyak teori menarik dan kadang-kadang gila. Hari ini, kebanyakan ahli astronomi dan ahli kosmologi telah mencapai kesepakatan umum bahawa Alam Semesta seperti yang kita ketahui muncul sebagai akibat dari letupan raksasa yang tidak hanya menghasilkan sebahagian besar jirim, tetapi merupakan sumber undang-undang fizikal asas yang sesuai dengan wujudnya alam semesta yang mengelilingi kita. Semua ini disebut teori Big Bang.
Asas teori Big Bang agak sederhana. Pendek kata, menurutnya, semua perkara yang ada dan ada sekarang di Alam Semesta muncul pada masa yang sama - sekitar 13.8 bilion tahun yang lalu. Pada saat itu, semua benda wujud dalam bentuk bola abstrak (atau titik) yang sangat padat dengan ketumpatan dan suhu yang tidak terhingga. Keadaan ini dinamakan singulariti. Tiba-tiba, keunikan mula berkembang dan melahirkan alam semesta seperti yang kita ketahui.
Perlu diperhatikan bahawa teori Big Bang adalah salah satu daripada banyak hipotesis yang dicadangkan mengenai asal usul Alam Semesta (misalnya, ada juga teori tentang Alam Semesta yang tidak bergerak), tetapi ia telah mendapat pengiktirafan dan populariti yang paling luas. Ia tidak hanya menerangkan sumber semua perkara yang diketahui, undang-undang fizik dan struktur alam semesta yang hebat, tetapi juga menjelaskan sebab-sebab pengembangan alam semesta dan banyak aspek dan fenomena lain.
Kronologi peristiwa dalam teori Big Bang
Berdasarkan pengetahuan tentang keadaan Alam Semesta semasa, para saintis mencadangkan bahawa semuanya seharusnya bermula dari satu titik dengan ketumpatan yang tidak terbatas dan waktu yang terbatas, yang mulai berkembang. Setelah pengembangan awal, teori mengatakan, alam semesta melalui fasa penyejukan yang membolehkan zarah subatom dan atom sederhana kemudian muncul. Awan raksasa dari unsur-unsur kuno ini kemudian, berkat graviti, mula membentuk bintang dan galaksi.
Semua ini, menurut saintis, bermula kira-kira 13.8 bilion tahun yang lalu, dan oleh itu titik permulaan ini dianggap sebagai usia alam semesta. Melalui kajian pelbagai prinsip teori, eksperimen yang melibatkan pecutan zarah dan keadaan tenaga tinggi, serta melalui kajian astronomi dari sudut-sudut yang jauh dari Alam Semesta, para saintis memperoleh dan mencadangkan kronologi peristiwa yang bermula dengan Big Bang dan membawa Alam Semesta akhirnya ke keadaan evolusi kosmik, yang berlaku sekarang.
Video promosi:
Para saintis percaya bahawa tempoh awal kelahiran alam semesta - berlangsung dari 10-43 hingga 10-11 saat selepas Big Bang - masih menjadi topik kontroversi dan perbincangan. Mengingat bahawa undang-undang fisika yang sekarang kita ketahui tidak dapat ada saat ini, sangat sukar untuk memahami bagaimana proses di Alam Semesta awal ini diatur. Di samping itu, eksperimen menggunakan jenis tenaga yang mungkin ada pada masa itu belum dijalankan. Walau bagaimanapun, banyak teori mengenai asal usul alam semesta akhirnya bersetuju bahawa pada suatu ketika ada titik permulaan dari mana semuanya bermula.
Era keunikan
Juga dikenal sebagai era Planck (atau era Planck), ia dianggap sebagai zaman paling awal yang diketahui dalam evolusi alam semesta. Pada masa ini, semua bahan terkandung dalam satu titik ketumpatan dan suhu tak terhingga. Dalam tempoh ini, para saintis percaya bahawa kesan kuantum interaksi graviti menguasai fizikal, dan tidak ada kekuatan fizikal yang sama kekuatannya dengan graviti.
Era Planck sepatutnya berlangsung dari 0 hingga 10-43 saat dan dinamakan demikian kerana tempohnya hanya dapat diukur dengan waktu Planck. Oleh kerana suhu yang melampau dan ketumpatan jirim yang tidak terhingga, keadaan alam semesta dalam tempoh masa ini sangat tidak stabil. Ini diikuti oleh masa pengembangan dan penyejukan yang menyebabkan munculnya kekuatan asas fizik.
Kira-kira dalam jangka masa 10-43 hingga 10-36 saat, proses perlanggaran keadaan peralihan suhu berlaku di Alam Semesta. Diyakini bahawa pada masa inilah kekuatan asas yang mengatur alam semesta sekarang mulai terpisah antara satu sama lain. Langkah pertama di jabatan ini adalah kemunculan daya graviti, interaksi nuklear dan elektromagnetisme yang kuat dan lemah.
Dalam jangka masa dari sekitar 10-36 hingga 10-32 saat setelah Big Bang, suhu Alam Semesta menjadi cukup rendah (1028 K), yang menyebabkan pemisahan daya elektromagnetik (interaksi kuat) dan interaksi nuklear yang lemah (interaksi lemah).
Era inflasi
Dengan munculnya kekuatan asas pertama di Alam Semesta, era inflasi bermula, yang berlangsung dari 10-32 saat mengikut waktu Planck hingga titik waktu yang tidak diketahui. Sebilangan besar model kosmologi menganggap bahawa alam semesta dipenuhi dengan tenaga berkepadatan tinggi dalam tempoh ini, dan suhu dan tekanan yang sangat tinggi menyebabkan pengembangan dan penyejukannya yang cepat.
Dimulai pada 10-37 saat, ketika fasa peralihan, yang menyebabkan pemisahan kekuatan, diikuti oleh pengembangan alam semesta yang eksponensial. Dalam jangka waktu yang sama, Alam Semesta berada dalam keadaan baryogenesis, ketika suhunya sangat tinggi sehingga pergerakan zarah-zarah di ruang angkasa yang tidak teratur terjadi pada kecepatan hampir cahaya.
Pada masa ini, sepasang zarah - antipartikel terbentuk dan bertabrakan dengan segera, yang dipercayai menyebabkan dominasi jirim berbanding antimateri di Alam Semesta moden. Setelah berakhirnya inflasi, Alam Semesta terdiri daripada plasma quark-gluon dan zarah unsur lain. Sejak saat itu, Alam Semesta mulai sejuk, jirim mula terbentuk dan bergabung.
Era penyejukan
Dengan penurunan kepadatan dan suhu di dalam Alam Semesta, penurunan tenaga mula terjadi pada setiap zarah. Keadaan peralihan ini berlangsung sehingga daya asas dan zarah unsur sampai ke bentuknya sekarang. Oleh kerana tenaga zarah-zarah telah jatuh ke nilai yang dapat dicapai hari ini dalam kerangka eksperimen, kemungkinan kehadiran jangka masa sebenarnya menyebabkan kontroversi di kalangan saintis.
Sebagai contoh, saintis percaya bahawa 10-11 saat selepas Big Bang, tenaga zarah telah menurun dengan ketara. Pada sekitar 10-6 saat, quark dan gluon mula membentuk baryon - proton dan neutron. Quark mula mendominasi anti-quark, yang pada gilirannya menyebabkan dominasi baryon daripada antibaryon.
Oleh kerana suhunya tidak lagi cukup tinggi untuk membuat pasangan proton-antiproton baru (atau pasangan neutron-antineutron), pemusnahan besar-besaran zarah-zarah ini diikuti, yang menyebabkan hanya tinggal 1/1010 dari jumlah proton dan neutron asli dan hilangnya antipartikel mereka sepenuhnya. Proses serupa berlaku kira-kira 1 saat selepas Big Bang. Hanya "mangsa" kali ini elektron dan positron. Selepas pemusnahan besar-besaran, proton, neutron dan elektron yang tersisa menghentikan gerakan rawak mereka, dan ketumpatan tenaga alam semesta dipenuhi dengan foton dan, pada tahap yang lebih rendah, neutrino.
Semasa minit pertama pengembangan Alam Semesta, tempoh nukleosintesis (sintesis unsur kimia) bermula. Oleh kerana penurunan suhu menjadi 1 miliar kelvin dan penurunan ketumpatan tenaga hingga kira-kira nilai yang setara dengan ketumpatan udara, neutron dan proton mula bercampur dan membentuk isotop hidrogen stabil (deuterium) pertama, serta atom helium. Walaupun begitu, kebanyakan proton di alam semesta kekal sebagai inti atom hidrogen yang tidak koheren.
Kira-kira 379,000 tahun kemudian, elektron digabungkan dengan nukleus hidrogen ini dan membentuk atom (sekali lagi, kebanyakannya hidrogen), sementara radiasi terpisah dari bahan dan terus mengembang hampir tidak terhalang melalui ruang angkasa. Sinaran ini biasanya disebut sebagai sinaran peninggalan, dan merupakan sumber cahaya tertua di Alam Semesta.
Dengan pengembangan, radiasi peninggalan secara beransur-ansur kehilangan ketumpatan dan tenaganya, dan pada masa ini suhunya 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), dan ketumpatan tenaganya 0.25 eV (atau 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 foton / cm³). Sinaran peninggalan meluas ke semua arah dan pada jarak kira-kira 13.8 bilion tahun cahaya, tetapi anggaran penyebaran sebenarnya mengatakan sekitar 46 bilion tahun cahaya dari pusat alam semesta.
Zaman Struktur (Zaman Hierarki)
Selama beberapa bilion tahun berikutnya, kawasan jirim yang lebih padat, yang hampir sama rata di Alam Semesta, mula saling menarik. Akibatnya, mereka menjadi lebih padat, mulai membentuk awan gas, bintang, galaksi dan struktur astronomi lain yang dapat kita perhatikan pada masa ini. Zaman ini disebut era hierarki. Pada masa ini, Alam Semesta yang kita lihat sekarang mulai terbentuk. Perkara mula bersatu menjadi struktur dari berbagai ukuran - bintang, planet, galaksi, gugus galaksi, dan juga supercluster galaksi, dipisahkan oleh penghalang intergalaksi yang hanya mengandungi beberapa galaksi.
Perincian proses ini dapat dijelaskan mengikut idea jumlah dan jenis bahan yang diedarkan di Alam Semesta, yang diwakili dalam bentuk benda gelap, panas, gelap dan baryonik. Walau bagaimanapun, model kosmologi standard Big Bang pada masa ini adalah model Lambda-CDM, yang mana zarah zat gelap bergerak lebih perlahan daripada kelajuan cahaya. Ia dipilih kerana menyelesaikan semua percanggahan yang muncul dalam model kosmologi yang lain.
Menurut model ini, bahan gelap sejuk menyumbang kira-kira 23 peratus daripada semua bahan / tenaga di alam semesta. Bahagian bahan baryonic adalah sekitar 4.6 peratus. Lambda CDM merujuk kepada konstanta kosmologi yang disebut: teori yang dikemukakan oleh Albert Einstein yang mencirikan sifat vakum dan menunjukkan keseimbangan antara jisim dan tenaga sebagai kuantiti statik yang tetap. Dalam kes ini, ia dikaitkan dengan tenaga gelap, yang berfungsi sebagai pemecut untuk pengembangan alam semesta dan menjaga struktur kosmologi raksasa sebahagian besarnya homogen.
Ramalan jangka panjang mengenai masa depan alam semesta
Hipotesis bahawa evolusi alam semesta mempunyai titik permulaan secara semula jadi membawa para saintis untuk bertanya mengenai kemungkinan titik akhir proses ini. Sekiranya Alam Semesta memulakan sejarahnya dari titik kecil dengan ketumpatan tak terhingga, yang tiba-tiba mulai berkembang, apakah ini bermaksud bahawa ia juga akan berkembang tanpa batas? Atau, suatu hari ia akan kehabisan daya dan proses mampatan terbalik akan bermula, hasil akhirnya yang mana akan menjadi titik lebat yang sama?
Jawapan untuk soalan-soalan ini telah menjadi tujuan utama ahli kosmologi sejak awal perbahasan mengenai model kosmologi Alam Semesta yang mana yang betul. Dengan penerapan teori Big Bang, tetapi sebahagian besarnya berkat pemerhatian tenaga gelap pada tahun 1990-an, para saintis membuat kesepakatan mengenai dua senario kemungkinan evolusi alam semesta.
Menurut yang pertama, yang disebut "pemampatan besar", Alam Semesta akan mencapai ukuran maksimum dan mulai runtuh. Senario ini akan berlaku sekiranya hanya ketumpatan jisim Alam Semesta menjadi lebih besar daripada ketumpatan kritikal itu sendiri. Dengan kata lain, jika ketumpatan jirim mencapai nilai tertentu atau menjadi lebih tinggi daripada nilai ini (1-3 × 10-26 kg jirim per m³), Alam Semesta akan mula berkontrak.
Alternatifnya adalah senario lain, yang menyatakan bahawa jika ketumpatan di Alam Semesta sama dengan atau di bawah ketumpatan kritikal, maka pengembangannya akan menjadi perlahan, tetapi tidak akan berhenti sepenuhnya. Hipotesis ini, yang dijuluki "kematian terma alam semesta," akan terus berkembang sehingga pembentukan bintang berhenti menggunakan gas antar bintang dalam setiap galaksi di sekitarnya. Iaitu, pemindahan tenaga dan jirim dari satu objek ke objek yang lain akan berhenti sepenuhnya. Semua bintang yang ada dalam kes ini akan terbakar dan berubah menjadi kerdil putih, bintang neutron dan lubang hitam.
Secara beransur-ansur, lubang hitam akan bertembung dengan lubang hitam yang lain, yang akan menyebabkan pembentukan lubang yang lebih besar dan lebih besar. Suhu purata Alam Semesta akan mendekati sifar mutlak. Lubang hitam akhirnya akan "menguap", melepaskan sinaran Hawking terakhir mereka. Akhirnya, entropi termodinamik di Alam Semesta akan menjadi maksimum. Kematian panas akan datang.
Pemerhatian moden, yang mempertimbangkan kehadiran tenaga gelap dan pengaruhnya terhadap pengembangan ruang angkasa, mendorong para saintis untuk membuat kesimpulan bahawa dari masa ke masa, semakin banyak ruang di alam semesta akan melampaui cakrawala peristiwa kita dan menjadi tidak dapat dilihat oleh kita. Hasil akhir dan logiknya ini belum diketahui oleh para saintis, tetapi "kematian panas" mungkin merupakan titik akhir peristiwa tersebut.
Terdapat hipotesis lain mengenai pengagihan tenaga gelap, atau lebih tepatnya, jenisnya yang mungkin (contohnya, tenaga hantu). Menurut mereka, gugus galaksi, bintang, planet, atom, inti atom dan jirim itu sendiri akan terkoyak akibat pengembangannya yang tidak berkesudahan. Senario evolusi ini disebut "jurang besar". Menurut senario ini, pengembangan itu sendiri adalah penyebab kematian Alam Semesta.
Sejarah teori Big Bang
Penyebutan terawal mengenai Big Bang bermula pada awal abad ke-20 dan dikaitkan dengan pemerhatian ruang. Pada tahun 1912, ahli astronomi Amerika Vesto Slipher melakukan serangkaian pemerhatian galaksi spiral (yang pada awalnya nampaknya nebula) dan mengukur pergeseran merah Doppler mereka. Dalam hampir semua kes, pemerhatian menunjukkan bahawa galaksi spiral menjauh dari Bima Sakti kita.
Pada tahun 1922, ahli matematik dan kosmologi Rusia yang terkenal Alexander Fridman memperoleh apa yang disebut persamaan Friedman dari persamaan Einstein untuk teori relativiti umum. Walaupun Einstein memajukan teori yang memihak kepada pemalar kosmologi, karya Friedmann menunjukkan bahawa alam semesta agak berkembang.
Pada tahun 1924, pengukuran jarak Edwin Hubble ke nebula spiral terdekat menunjukkan bahawa sistem ini sebenarnya galaksi lain. Pada masa yang sama, Hubble mula mengembangkan rangkaian metrik pengurangan jarak menggunakan teleskop Hooker 2.5 meter di Observatorium Mount Wilson. Menjelang tahun 1929, Hubble telah menemukan hubungan antara jarak dan kadar galaksi yang merosot, yang kemudian menjadi Hukum Hubble.
Pada tahun 1927, ahli matematik, ahli fizik dan pendeta Katolik Belgia, Georges Lemaitre secara bebas mencapai hasil yang sama seperti yang ditunjukkan oleh persamaan Friedmann, dan merupakan yang pertama merumuskan hubungan antara jarak dan kelajuan galaksi, yang menawarkan anggaran pertama pekali hubungan ini. Lemaitre percaya bahawa pada suatu ketika dahulu, seluruh jisim alam semesta tertumpu pada satu titik (atom).
Penemuan dan andaian ini mencetuskan banyak kontroversi antara ahli fizik pada 20-an dan 30-an, yang kebanyakannya percaya bahawa alam semesta berada dalam keadaan pegun. Menurut model yang dibentuk pada masa itu, materi baru diciptakan bersama dengan pengembangan Alam Semesta yang tidak terbatas, disebar secara merata dan sama rata dalam keseluruhannya. Di antara para sarjana yang menyokongnya, idea Big Bang nampaknya lebih bersifat teologi daripada ilmiah. Lemaitre telah dikritik kerana berat sebelah berdasarkan bias agama.
Harus diingat bahawa teori-teori lain ada pada masa yang sama. Contohnya, model Universe Milne dan model kitaran. Kedua-duanya didasarkan pada postulat teori relativiti umum Einstein dan kemudian mendapat sokongan dari saintis itu sendiri. Menurut model-model ini, alam semesta wujud dalam aliran pengembangan dan keruntuhan berulang.
Selepas Perang Dunia II, perdebatan sengit meletus antara penyokong model alam semesta pegun (yang sebenarnya digambarkan oleh ahli astronomi dan ahli fizik Fred Hoyle) dan penyokong teori Big Bang, yang dengan cepat mendapat populariti di kalangan komuniti saintifik. Ironinya, Hoyle-lah yang mencipta frasa "big bang", yang kemudian menjadi nama teori baru. Ia berlaku pada bulan Mac 1949 di BBC radio Britain.
Akhirnya, penyelidikan dan pemerhatian ilmiah selanjutnya semakin banyak memihak kepada teori Big Bang dan semakin mencabar model alam semesta pegun. Penemuan dan pengesahan CMB pada tahun 1965 akhirnya mengukuhkan Big Bang sebagai teori terbaik mengenai asal usul dan evolusi alam semesta. Dari akhir 1960-an hingga 1990-an, ahli astronomi dan ahli kosmologi melakukan lebih banyak penyelidikan ke dalam Big Bang dan menemui jalan keluar untuk banyak masalah teoritis yang menghalangi teori ini.
Penyelesaian ini merangkumi, misalnya, karya Stephen Hawking dan ahli fizik lain yang telah membuktikan bahawa singulariti adalah keadaan awal relativiti umum yang tidak dapat disangkal dan model kosmologi Big Bang. Pada tahun 1981, ahli fizik Alan Guth mengembangkan teori yang menggambarkan tempoh pengembangan kosmik pesat (zaman inflasi), yang menyelesaikan banyak persoalan dan masalah teoritis yang sebelumnya tidak dapat diselesaikan.
Pada tahun 1990-an, terdapat peningkatan minat terhadap tenaga gelap, yang dilihat sebagai kunci untuk menyelesaikan banyak masalah yang tidak dapat diselesaikan dalam kosmologi. Sebagai tambahan kepada keinginan untuk mencari jawapan kepada persoalan mengapa alam semesta kehilangan jisimnya bersama dengan ibu gelap (hipotesis diusulkan pada tahun 1932 oleh Jan Oort), juga perlu untuk mencari penjelasan mengapa alam semesta masih bergerak pantas.
Kemajuan penyelidikan selanjutnya disebabkan oleh penciptaan teleskop, satelit, dan model komputer yang lebih maju yang membolehkan para astronom dan ahli kosmologi melihat lebih jauh ke alam semesta dan lebih memahami usia sebenarnya. Perkembangan teleskop ruang angkasa dan kemunculan seperti, misalnya, Cosmic Background Explorer (atau COBE), Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) dan Planck Space Observatory, juga telah memberikan sumbangan yang sangat berharga untuk kajian masalah ini.
Hari ini ahli kosmologi dapat mengukur pelbagai parameter dan ciri model teori Big Bang dengan ketepatan yang cukup tinggi, apatah lagi pengiraan yang lebih tepat mengenai usia ruang di sekitar kita. Tetapi semuanya bermula dengan pemerhatian biasa objek angkasa yang terletak bertahun-tahun cahaya dari kami dan perlahan-lahan terus menjauh dari kami. Dan walaupun kita tidak tahu bagaimana ini semua akan berakhir, namun tidak memerlukan masa yang lama oleh piawaian kosmologi untuk mengetahuinya.
