Letupan Besar

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari
Menurut teori Letupan Besar, alam semesta muncul dari keadaan yang sangat tumpat dan panas. Sejak itu, ruang angkasa mengembang dengan masa membawa galaksi bersama.

Dalam fizik kosmologi, Letupan Besar merupakan teori saintifik yang mengatakan alam semesta muncul dari keadaan yang sangat tumpat dan panas lebih kurang 13.7 bilion tahun dahulu. Teori Letupan Besar adalah berdasarkan cerapan anjakan merah hukum Hubble tentang jarak galaksi yang apabila disertakan sekali prinsip kosmologi mendapati ruang angkasa mengembang menurut model Friedmann-Lemaître bagi kerelatifan am. Ditentuluarkan ke masa silam, pemerhatian ini menunjukkan yang alam semesta mengembang dari keadaan ketika tenaga dan jirim dalam alam semesta ini sangat panas dan tumpat. Ahli fizik tidak bersetuju sepenuhnya tentang apa yang berlaku sebelum itu, walaupun kerelatifan am meramalkan ketunggalan graviti.

Istilah Letupan Besar digunakan bagi merujuk titik apabila pengembangan yang dicerap (Hukum Hubble) bermula — kira-kira 13.7 bilion (1.37 × 1010) tahun dahulu (±2%) — dan bagi yang lebih umum iaitu digunakan untuk merujuk paradigma kosmologi terkini menerangkan asal dan pengembangan alam semesta, begitu juga komposisi jirim awal melalui nukleosintesis seperti yang diramalkan oleh teori Alpher-Bethe-Gamow [1].

Satu kesan daripada letupan besar adalah keadaan alam semesta kini berbeza dari keadaan pada masa dahulu atau akan datang (evolusi semula jadi alam semesta sentiasa mengambil tempat). Daripada model, George Gamow pada 1948 dapat meramalkan, sekurang-kurangnya secara kualitatif, akan kewujudan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) [2]. CMB ditemui pada 1960-an dan kemudian mengesahkan teori Letupan Besar mengatasi lawannya, teori keadaan tetap.

Sejarah[sunting | sunting sumber]

Teori Letupan Besar dikembangkan dari cerapan dan pertimbangan teori. Secara cerapan, didapati kebanyakan nebula berpusar bergerak dari Bumi, tetapi sesiapa yang membuat pemerhatian tersebut tidak menyedari akan implikasi kosmologi mahupun yang nebula tersebut adalah galaksi luar Bima Sakti [3]. Pada 1927, Georges Lemaître menerbitkan persamaan Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker dari persamaan Albert Einstein tentang kerelatifan am dan mencadangkan, tentang asas bagi runtuhan nebula berpusar, bahawa alam semesta bermula dari "letupan" "atom awal"—yang kemudian dikenali sebagai Letupan Besar[4]

Pada 1929, Edwin Hubble menyediakan asas pemerhatian tentang teori Lemaître. Dia menjumpai, secara relatif kepada Bumi, yang galaksi bergerak di setiap arah pada kelajuan yang berkadar terus dengan jaraknya dari Bumi. Fakta ini dikenali sebagai Hukum Hubble [5]. Di beri prinsip kosmologi yang mana alam semesta, apabila dilihat dalam skala jarak yang agak besar, tidak mempunyai arah tertentu atau tempat tertentu, Hukum Hubble mencadangkan yang alam semesta sedang berkembang lalu menentang senario alam semesta yang tetap dan seiring yang dikembangkan oleh Albert Einstein

Idea ini membenarkan dua percanggahan kemungkinan. Satu adalah teori Letupan Besar Lemaître, disokong dan dimajukan oleh George Gamow. Kemungkinan lain adalah model keadaan tetap Fred Hoyle yang mana jirim baru akan tercipta apabila galaksi menjauhi antara satu sama lain. Dalam model ini, alam semesta agak sama di mana-mana titik pada satu masa [6]. Sebenarnya, Hoyle mencipta nama bagi teori Lemaître, merujuk secara ironiknya sebagai "idea Letupan Besar ini" ketika siaran rancangan pada 28 Mac 1949 oleh BBC Third Programme. Hoyle mengulang istilah itu dalam siaran yang lain pada awal 1950-an, sebagai sebahagian siri dari lima syarahan yang bertajuk Sifat Benda. Teks syarahannya telah diterbitkan dalam majalah British The Listener seminggu selepas setiap kali penyiaran, kali pertama istilah"Letupan Besar" muncul dalam cetakan. [2]

Buat beberapa tahun, sokongan bagi teori ini telah bebelah bagi. Walau bagaimanapun, bukti pemerhatian dan kajian mula menyokong idea yang menyatakan bahawa alam semesta berubah dari keadaan tumpat dan panas. Sejak penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada 1965, ia telah dianggap sebagai teori terbaik tentang asal-usul dan perubahan kosmos. Hampir semua kerja teori dalam kosmologi kini melibatkan pengembangan dan pernukaran asas teori Letupan Besar. Banyak kerja tentang kosmologi kini meliputi pemahaman bagaimana galaksi membentuk dalam konteks Letupan Besar, pemahaman tentang apa yang terjadi ketika Letupan Besar, dan menyepadukan pemerhatian dengan teori asas.

Kelebihan besar dalam kosmologi Letupan Besar pada 1990-an dan abad ke-21 sebagai kesan daripada kemajuan teknologi teleskop apabila disekalikan dengan data satelit yang banyak dari COBE, Teleskop Hubble Space dan WMAP. Data sebegitu telah membenarkan ahli kosmologi mengira banyak perimeter Letupan Besar hingga ke satu tahap kepastian dan membawa kepada penemuan yang tidak dijangka iaitu pengembangan alam semesta sedang memecut. (Lihat tenaga gelap.)

Gambaran keseluruhan[sunting | sunting sumber]

Berdasarkan pengukuran pengembangan semesta dengan menggunakan Supernova Type Ia, pengukuran akan kekasaran latar belakang mikrogelombang kosmos, dan pengukuran fungsi sama bagi galaksi, usia alam semesta dikira selama 13.7 ± 0.2 bilion tahun. Persetujuan 3 pengukuran tidak bersandar ini dikira sebagai bukti kukuh bagi Model ΛCDM yang menerangkan secara terperinci sifat isi kandungan alam semesta.

Alam semesta yang awal diisi secara lama keadaan dan seragam dengan ketumpatan bertenaga tinggi bersama suhu dan tekanan tinggi. Ia mengembang dan menyejuk, melalui perubahan fasa seperti pemeluwapan wap atau penyejukan air apabila ia menyejuk tetapi berkaitan dengan zarah asas.

Lebih kurang 10-35 saat selepas zaman Planck, peralihan fasa menyebabkan alam semesta mengalami pertumbuhan eksponen ketika pengembungan kosmos. Selepas pengembungan terhenti, komponen-komponen jirim alam semesta berada dalam bentuk plasma kuark-gluon (juga termasuk zarah lain—dan mungkin dihasilkan secara eksperimen seperti cecair kuark-gluon [3]) yang mana juzuk zarah semuanya bergerak secara relatif. Apabila alam semesta berterusan membesar, suhu pula menurun. Pada suhu tertentu, melalui peralihan yang masih tidak diketahui yang dipanggil bariogenesis, kuark dan gluon akan bergabung menjadi barion seperti proton dan neutron, malah menghasilkan ketaksimetrian seperti antara jirim dan antijirim.

Suhu rendah masih boleh menyebabkan fasa peralihan pecahan simetri berlaku yang meletakkan daya dan zarah asas kepada keadaan seperti sekarang. Kemudian, sebahagian proton dan neutron membentuk nucleus-nukleus deuterium dan helium dalam proses yang dipanggil Nukleosintesis letupan besar. Apabila alam semesta semakin sejuk, jirim berandur-ansur berhenti bergerak secara relatif dan jisim rehat tenaga ketumpatannya menjadi secara graviti yang menguasai sinaran. Selepas 300,000 tahun, elektron dan nukleus bergabung membentuk atom (kebanyakannya hidrogen); maka sinaran terpancar dari jirim dan bersambungan merentasi angkasa yang tidak berpenghalang. Sinaran peninggalan inilah latar belakang gelombang mikro kosmik.

Lama-kelamaan, kawasan yang lebih tumpat yang jirimnya disebarkan secara seragam tertarik secara graviti berhampiran jirim lalu bertambah tumpat dan membentuk awan gas, bintang, galaksi, dan lain-lain struktur astronomi yang boleh dilihat hari ini. Perincian proses ini bergantung kepada jumlah dan jenis jirim dalam alam semesta. Tiga jenis yang mungkin dikenali sebagai jirim gelap sejuk, jirim gelap panas, dan jirim barionan]]. Pengukuran terbaik (dari WMAP) menunjukkan yang bentuk utaman jirim dalam alam semesta adalah jirim gelap sejuk. Dua yang lain mengambil 20% daripada jirim alam semesta.

Alam semesta kini dipenuhi sejenis bentuk tenaga yang misteri yang dikenali sebagai tenaga gelap. Lebih kurang 70% daripada keseluruhan ketumpatan tenaga alam semesta masa kini dalam bentuk tersebut. Komponen sebatian alam semesta ini didedahkan oleh sifatnya yang menyebabkan pengembangan alam semesta menyimpang dari hubungan jarak-halaju linear dengan menyebabkan ruang-masa mengembang dengan lebih cepat dari yang dijangka pada suatu jarak yang besar. Tenaga gelap yang berada dalam pembentukan yang teringkas mengambil bentuk istilah pemalar kosmologi dalam persamaan medan Einstein tentang kerelatifan am, tetapi kandungannya tidak diketahui dan lebih umumnya, perincian persamaan keadaannya dan hubungannya dengan model piawai bagi zarah fizik masih disiasat secara cerapan dan teori.

Semua cerapan ini akan dirangkumkan ke dalam model ΛCDM kosmologi, iaitu model matematik bagi Letupan Besar dengan enam parameter tidak bersandar. Misteri muncul ketika ia hampir kepada permulaan, apabila tenaga zarah lebih tinggi dari apa yang boleh dikaji melalui eksperimen. Tiada bantuan model fizik bagi 10-33 saat yang pertama alam ini iaitu sebelum peralihan fasa yang dipanggil teori penyatuan agung (grand unification theory, GUT). Pada mulanya, teori Einstein tentang graviti meramalkan kewujudan ketunggalan graviti iaitu ketika ketumpatannya tidak terhingga. Untuk menguraikan paradoks ini, teori kuantum graviti diperlukan. Memahami tempoh tersebut dalam sejarah alam semesta adalah satu masalah besar yang masih belum dapat diselesaikan.

Lihat juga: Garis masa Letupan Besar

Dasar-dasar teori[sunting | sunting sumber]

Sepertimana hari ini, Letupan Besar bergantung kepada tiga aggapan:

  1. Kesejagatan hukum fizik
  2. Prinsip Kosmologi
  3. Prinsip Copernican

Pada mula ia dikembangkan, idea ini hanya dianggap sebagai postulat, tetapi hari ini terdapat usaha-usaha untuk menguji semua itu. Ujian tentang kesejagatan hukum fizik menemui bahawa kemungkinan sisihan terbesar bagi pemalar struktur Sommerfeld mengatasi usia alam semesta iaitu tahap 10-5[7]. Isotropi alam semesta yang mentakrifkan Prinsip Kosmologi telah diuji hingga ke tahap 10-5 dan alam semesta diukur menjadi homogen pada skala terbesar ke 10% tahap [8]. Terdapat usaha untuk menguji Prinsip Copernican dengan melihat interaksi gugusan galaksi dan buruj dengan latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) dengan kesan Sunyaev-Zel'dovich effect ke tahap 1% kejituan[9].

Teori Letupan Besar menggunakan postulat Weyl untuk mengukur dengan jelas masa pada mana-aman titik seperti "masa sejak zaman Planck". Pengukuran dalam sistem ini bergantung kepada koordinat yang dipanggil jarak segerak dan masa mengalihkan pengembangan alam semesta, yang diparameterkan oleh factor skala kosmologi, dari pertimbangan pengukuran ruang-masa. Jarak segerak dan masa sesudut ditakrifkan supaya objek yang bergerak bersama aliran kosmologi adalah sentiasa sejauh jarak segerak dan zarah ufuk atau had cerapan bagi alam setempat ditentukan oleh masa sesudut.

Sepertimana alam semesta boleh diterangkan dengan koordinat tersebut, Letupan Besar bukanlah letupan jirim yang bergerak untuk mengisi ruang kosong, apa yang berkembang adalah ruang-masa itu sendiri. Pengembangan inilah yang menyebabkan jarak di antara dua titik tetap dalam alam semesta kita bertambah. Objek yang terikat bersama (sebagai contoh, dengan ikatan graviti) tidak mengembang bersama pengembangan ruang-masa kerana hukum fizik menentukan yang semua itu haruslah seragam dan tidak bergantung kepada pengembangan metrik. Tambahan pula, pengembangan alam semesta pada skala hari ini amatlah kecil hinggakan apa-apa yang bergantung kepada hukum fizik tentang pengembangan tidak dapat diukur oleh teknik yang kita ada kini.

Bukti-bukti pencerapan[sunting | sunting sumber]

Secara umumnya, dinyatakan yang tiga pemerhatian yang menyokong teori Letupan Besar. Ia adalah pengembangan jenis Hubble yang dilihat pada anjakan merah galaksi, pengukuran terperinci latar belakang gelombang mikro kosmik, dan limpakan unsur cahaya. (Lihat Nukleosintesis Letupan Besar.) Sebagai tambahan, fungsi perkaitan struktur berskala besar kosmos yang telah dicerap berpadanan dengan teori Letupan Besar.

Pengembangan Hukum Hubble[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Hukum Hubble

Pemerhatian ke atas galaksi dan kuasar jauh menunjukkan objek-objek tersebut dianjak merahkan, iaitu cahaya yang dipancarkan dari sana telah dianjakkan kepada panjang gelombang yang lebih panjang. Ini dilihat dengan mengambil spektrum frekuensi objek tersebut dan memadankan dengan corak spektroskopik garis pancaran atau garis serapan sepertimana atom unsur kimia berinteraksi dengan cahaya. Dari analisis ini, anjakan merah sepadan dengan anjakan Doppler bagi sinaran tersebut boleh diukur iaitu boleh diterangkan dengan halaju gerakan dari bumi. Apabila halaju gerakan ini diplot melawan jarak objek, hubungan linear, yang dikenali sebagai Hukum Hubble diperoleh:

v = H_0 D \,

di mana

v adalah halaju galaksi atau objek lain
D jarak ke objek tersebut dan
H_0 pemalar Hubble (71 ± 4) km/s/Mpc oleh alat WMAP [10].

Pemerhatian Hukum Hubble mempunyai dua penjelasan yang mungkin. Pertama adalah kita sebagai pusat peletupan galaksi, posisi yang tidak dapat dipertahankan yang diberi oleh Prinsip Copernican. Penjelasan kedua adalah alam semesta berkembang secara seragam di mana-mana sebgai sifat unik ruang-masa. Pengembangan alam semesta jenis ini dikembangkan secara matematik dalam konteks kerelatifan am sebelum Hubble membuat analisis dan cerapan, dan ia masih menjadi asas kepada teori Letupan Besar apabila dikembangkan oleh Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker.

Sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos[sunting | sunting sumber]

WMAP imej sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos

Teori Letupan Besar meramalkan kewujudan sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos atau CMB yang terdiri daripada foton yang terpancar ketika nyahgandingan di antara sinaran dan jirim. Oleh kerana alam semesta yang awal berada dalam keseimbangan terma iaitu suhu sinaran dan plasma adalah sama sehinggalah plasma bergabung semula. Sebelum atom terbentuk, sinaran diserap dan dipancarkan semula secara tetap dalam proses yang dinamakan serakan Compton: alam semester yang awal adalah legap dari cahaya. Walau bagaimanapun, penyejukan ketika pengembangan alam semesta membolehkan suhu menurun ke bawah 3,000 K pada titik elektron dan nukleus bergabung membentuk atom dan plasma primordium (plasma purba) bertukar kepada gas asli. Alam yang hanya mempunyai atom neutral membolehkan sinaran bergerak tanpa banyak halangan.

Oleh kerana alam semesta yang awal berada dalam keseimbangan terma, sinaran dari ketika ini mempunyai spektrum jasad hitam] dan mengalir bebas merentas angkasa hingga kini dan teranjak merah akibat pengembangan Hubble. Ini mengurangkan suhu tinggi spektrum jasad hitam. Sinaran tersebut sepatutnya boleh dicerap di mana-mana saja dalam semesta ini kerana ia datang dari mana-mana arah di angkasa.

Pada 1964, Arno Penzias dan Robert Woodrow Wilson, ketika melakukan satu siri cerapan siasatan dengan menggunakan penerima gelombang mikro yang baru yang dimiliki Bell Laboratories, menemui sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Penemuan mereka mengukuhkan lagi ramalan umum berkenaan CMB—sinaran yang ditemui adalah isotrop dan malar dengan spektrum jasad hitam lebih kurang 3 K —dan ia mengangguli keseimbangan pendapat bagi hipotesis Letupan Besar. Penzias dan Wilson dianugerahkan Anugerah Nobel bagi penemuan mereka itu.

Pada 1989, NASA melancarkan Penjelajah Latar Alam Semesta atau satelit COBE, dan penemuan awal, dilepaskan pada 1990, adalah malar dengan ramalan Letupan Besar berkait dengan CMB. COBE menemui suhu peninggalan 2.726 K dan menentukan bahawa CMB adalah isotrop kepada satu bahagian dalam 105[11]. Ketika 1990-an, anisotropi CMB telah dikaji dengan lebih lanjut oleh banyak eksperimen dan alam semesta telah ditunjukkan seperti hampir rata secara geometri dengan mengukur saiz sudut tipikal (saiz langit) bagi anisotropi.

Pada awal 2003, keputusan satelit Wilkinson Microwave Anisotropy (WMAP) telah dilancarkan, memberi hasil tentang apa yang ada pada waktu nilai yang paling jitu bagi sebahagian parameter kosmologi. Satelit ini juga membuktikan sebaliknya bagi beberapa model terperinci pengembungan kosmik, tetapi keputusan adalah sama dengan teori pengembungan secara amnya.

Limpahan unsur-unsur primodial (purba)[sunting | sunting sumber]

Menggunakan model Letupan Besar memungkinkan untuk mengira kepekatan helium-4, helium-3, deuterium dan litium-7 dalam alam semesta sebagai nisbahkepada bilangan hydrogen biasa. Semua limpahan bergantung kepada parameter tunggal, nisbah foton kepada barion. Nisbah tersebut meramalkan (dengan jisim, bukan bilangan) lebih kurang 0.25 bagi 4He/H, lebih kurang 10-3 bagi 2H/H, lebih kurang 10-4 bagi 3He/H dan lebih kurang 10-9 bagi 7Li/H.

Limpahan yang telah diukur bersesuaian dengan apa yang telah diramalkan dari nilai tunggal nisbah barion kepada foton. Kesesuaian ini tidak begitu relative bagi 7Li dan 4He, dua unsur yang sisihan sistematiknya kurang difahami. Ini dikira sebagai bukti kukuh bagi Letupan Besar, kerana teori itu sahaja yang diketahui dapat menerangkan limpahan relatif unsur cahaya. Malah, tiada sebab yang jelas, sebagai contoh alam semesta yang muda (sebelum pembentukan bintang, yang ditentukan dengan kajian jirim yang bebas hasil nukleosintesis stellar), patut lebih helium daripada deuterium atau lebih deuterium daripada 3He, dan dalam nisbah yang tetap pula.

Evolusi dan taburan galaksi[sunting | sunting sumber]

Cerapan yang lebih terperinci tentang perubahan dan taburan galaksi dan kuasar memberikan bukti kukuh tentang Letupan Besar. Gabungan cerapan dan teori mencadangkan yang kuasar dan galaksi pertama terbentuk kira-kira sebilion tahun selepas Letupan Besar dan sejak itu, struktur lebih besar terbentuk seperti gugusan galaksi dan gugusan super atau mega gumpalan galaksi. Banyak bintang-bintang bertambah usianya dan berubah supaya galaksi jauh (yang dicerap seperti berada di alam semesta yang awal) kelihatan amat berbeza dari galaksi berhampiran (dicerap dalam keadaan lebih terkini). Tambahan pula, galaksi yang terbentuk secara relatif sering kelihatan berbeza dari galaksi yang terbentuk pada jarak yang sama tapi sebaik selepas Letupan Besar. Cerapan ini adalah perdebatan yang kukuh bagi menentang model keadaan tetap. Cerapan pembentukan bintang, taburan galaksi dan kuasar, dan struktur besar berpadanan dengan simulasi Letupan Besar tentang pembentukan struktur dalam alam semesta dan membantu dalam melengkapkan lagi teori ini.

Ciri-ciri, persoalan-persoalan dan masalah-masalah[sunting | sunting sumber]

Beberapa masalah timbul selari dengan teori Letupan Besar sepanjang sejarahnya. Sebahagian daripadanya hanya tinggal sejarah dan telah dielakkan sama ada ketika pengubahsuaian teori mahupun sebagai keputusan daripada cerapan yang lebih baik. Isu lain seperti masalah ‘halo cluspy’ dan masalah galaksi kerdil jarim gelap sejuk, tidak dikira teruk kerana ia masih boleh diterima melalui penapisan teori.

Terdapat sedikit penyokong kosmologi bukan piawai yang ragu-ragu yang wujudnya Letupan Besar. Mereka mendakwa penyelesaian kepada masalah biasa teori Letupan Besar adalah melibatkan perubahan ad hoc (sesuatu yang tidak dirancang dan tidak formal) dan tambahan kepada teori. Yang sering dibidas adalah bahagian kosmologi biasa termasuklah jirim gelap, tenaga gelap dan pengembungan kosmik. Walau bagaimanapun, ketika penjelasan bagi perkera berkenaan masih menjadi persoalan, telah dicadangkan cerapan nukleosintesis Letupan Besar bebas, latar belakang gelombang mikro kosmik, struktur berskala besar dan supernova Type Ia. Kesan graviti bagi ciri tersebut difahami secara cerapan dan teori tetapi mereka masih belum lagi disekalikan ke dalam Model Piawai fizik zarah. Walaupun beberapa aspek teori masih tidak cukup lagi diterangkan oleh fizik asas, hampir semua ahli astronomi dan fizik menerima bahawa perkaitan di antara teori dan cerapan Letupan Besar telahpun membentuk bahagian asas teori tersebut.

Berikut adalah senarai pendek “masalah” dan kekeliruan Letupan Besar.

Masalah ufuk[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Masalah ufuk

Masalah ufuk adalah berdasarkan maklumat iaitu sesuatu tidak boleh bergerak lebih laju daripada cahaya, maka dua kawasan angkasa yang dipisahkan oleh jarak yang lebih luas daripada kelajuan cahaya yang dikalikan dengan usia alam semesta tidak boleh berada dalam hubungan kausal (kes sebab dan akibat). Isotropi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) yang dicerap yang bermasalah dalam hal ni kerana saiz mengufuk pada suatu masa bergantung kepada saiz yang lebih kurang 2 darjah di atas langit. Jika alam semesta mempunyai sejarah pengembangan yang sama sejak zaman Planck, tiada mekanisme yang mampu menyebabkan kawasan tersebut mempunyai suhu yang sama.

Penyelesaian kepada ketidaktetapan yang ketara ini datang dari teori pengembungan iaitu medan tenaga isotropi skalar dan homogen menguasai alam semesta 10-35 saat selepas zaman Planck. Ketika pengembungan, alam semesta mengalami pengembangan secara eksponen dan kawasan dalam hubungan kausal mengembang melangkaui ufuk satu sama lain.Prinsip ketidakpastian Heisenberg meramalkan yang ketika fasa pengembungan terdapat perubahan naik turun kuantum terma yang akan diperbesarkan kepada skala kosmik. Perubahan tersebut bertindak seperti benih bagi semua struktur aliran dalam alam semesta. Selepas pengembungan, alam semesta berkembang mengikut Hukum Hubble dan kawasan yang berada di luar hub ungan kausal kembali ke ufuk. Ini menjelaskan isotropi yang tercerap bagi CMB. Pengembungan meramalkan bahawa perubahan naik turun primordial adalah hampir takvarian pada skala dan Gaussian yang mana telah disahkan dengan jitu oleh pengukuran CMB.

Masalah kedataran[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Masalah kedataran

Masalah Kedataran adalah masalah cerapan yang disebabkan pertimbangan geometri yang dikaitkan dengan metrik Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. Secara umumnya, alam semesta boleh mempunyai tiga jenis geometri: geometri hiperbola, geometri Euclid atau geometri elips. Geometri ditentukan oleh jumlah ketumpatan tenaga alam semesta: bentuk hiperbola disebabkan ketumpatan kurang daripada ketumpatan genting, bentuk elips kerana ketumpatan lebih besar daripada ketumpatan genting dan bentuk Euclid kerana ketumpatan genting. Alam semesta perlu berada dalam satu bahagian dalam 1015 dari ketumpatan genting dalam langkah yang terawal. Sisihan yang besar akan menyebabkan Haba Maut atau Runtuhan Besar, dan alam semesta tidak akan wujud kini.

Penyelesaian yang mungkin bagi masalah ini sekali lagi datang dari teori pengembungan. Ketika tempoh pengembungan, ruang-masa mengembang sehinggakan baki kelengkungan yang berkait dengannya akan dilicinkan sehingga ketepatan bertahap tinggi. Maka, dipercayai pengembungan membawa ruang alam semesta hampir mendatar.

Ekakutub magnet[sunting | sunting sumber]

Bangkangan terhadap ekakutub magnet telah timbul pada akhir dekad 1970-an. Teori penyatuan agung meramalkan kecacatan titik di angkasa yang dinyatakan sebagai ekakutub magnet dengan ketumpatan yang lebih tinggi dari apa yang malar dengan cerapan, menyatakan yang pencari tidak pernah menjumpai apa-apa ekakutub. Masalah ini turut diselesaikan oleh pengembangan kosmik yang mengalihkan semua kecacatan titik dari semesta tercerapkan dengan cara yang sama bagi kaitan geometri dengan kedataran.

Ketaksimetrian barion[sunting | sunting sumber]

Masih belum difahami mengapa alam semesta mempunyai lebih jirim berbanding antijirim. Telah dianggap bahawa apabila alam semesta masih muda dan sangat panas, ia berada dalam keseimbangan statistik dan mengandungi bilangan yang sama bagi barion dan anti-barion. Walau bagaimanapun, cerapan mencadangkan bahawa alam semesta, termasuk bahagian yang jauh, dibuat hampir kesemuanya daripada jirim. Proses yang tidak diketahui yang dipanggil bariogenesis menciptakan ketaksimetrian. Untuk berlakunya bariogenesis, syarat Sakharov, yang diperkenalkan Andrei Sakharov, harus dipatuhi. Ia memerlukan nombor barion tidak diabadikan, simetri C dan CP harus dicanggahi dan alam semesta muncul dari keseimbangan termodinamik. Semua syarat ini terdapat dalam Model Piawai tetapi kesannya belum cukup kuat untuk menjelaskan kehadiran asimetri barion. Eksperimen bertempat di CERN berhampiran Geneva untuk memerangkap anti-hidrogen untuk membandingkan spektrumnya dengan hidrogen. Apa-apa perbezaan akan menjadi bukti pencabulan simetri CPT dan juga pencabulan Lorentz.

Usia kelompok membulat[sunting | sunting sumber]

Pada pertengahan 1990-an, cerapan kelompok membulat kelihatan tidak sepadan dengan Letupan Besar. Simulasi komputer yang berpadanan dengan cerapan populasi stellar bagi kelompok membulat mencadangkan yang ia berusia 15 bilion tahun yang berselisih dengan usia alam semesta iaitu 13.7 bilion tahun. Isu ini telah diselesaikan pada akhir dekad 1990-an apabila simulasi komputer yang baru yang memasukkan sekali kesan kehilangan jisim disebabkan ribut stellar lalu menunjukkan usia yang lebih muda bagi kelompok membulat [12]. Masih terdapat persoalan tentang berapa tepatnya usia kelompok itu dikira tetapi jelas bahawa objek tersebut adalah antara yang tertua dalam alam semesta.

Pengembungan[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Pengembungan kosmik

Alan Guth telah menyarankan suatu tempoh pegembungan pada awal Letupan Besar bilamana semesta mengembang secara eksponen. Wujudnya fasa ini dibolehkan oleh pecahan simetri, dan membolehkan penyelesaian masalah-masalah seperti kedataran semesta dan kurangnya ekakutub magnet.

Jirim gelap[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Jirim gelap

Ketika 1970-an and 1980-an, pelbagai jenis pemerhatian (terutama lengkungan putaran galaksi) menunjukkan terdapat jirim yang tidak boleh dilihat dalam alam semesta untuk menerangkan sebab kekuatan ketara daya graviti di dalam dan di antara galaksi-galaksi. Ini membawa kepada idea yang 90% daripada jirim di alam semesta adalah tidak normal atau bukan jirim barionik tetapi lebih kepada jirim gelap. Sebagai tambahan, dengan menganggap yang alam semesta hampir kebanyakan adalah jirim biasa membawa kepada ramalan yang amat tidak menepati pemerhatian. Hendak diikutkan, alam semesta ini tidak terlalu berisi dan mengandungi sangat kurang deuterium jika tidak dikaitkan dengan jirim gelap. Walaupun pada mulanya jirim gelap ini menimbulkan kontroversi, kini ia diterima sebagai sebahagian daripada kosmologi akibat pemerhatian tentang anistropi dalam CMB, sebaran halaju gugusan galaksi, taburan struktur berskala-besar, kajian graviti dan pengukuran sinar-x dari gugusan galaksi. Jirim gelap hanya dikesan melalui tanda kegravitiannya; tiada zarah yang boleh lakukan begitu yang telah dikaji di dalam makmal. Walau bagaimanapun, terdapat banyak calon bagi fizik zarah untuk jirim gelap dan beberapa projek untuk mengesannya bakal dilakukan.

Tenaga gelap[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: Tenaga gelap

Pada 1990-an, pengukuran terperinci akan ketumpatan jisim alam semesta mendedahkan nilai menunjukkan 30% ketumpatan genting. Oleh kerana alam semesta berbentuk hampir mendatar. Seperti yang tertunjuk dalam pengukuran CMB, lebih kurang 70% ketumpatan tenaga tidak dikira. Misterinya kini adalah berkait dengan yang satu lagi: pengukuran bebas supernova Type Ia mendedahkan yang pengembangan tidak mengalami pecutan linear berbanding terlalu mengiky Hukum Hubble. Untuk menerangkan pecutan ini, kerelatifan am menyatakan kebanyakan kandungan alam semesta adalah komponen tenaga dengan tekanan negative yang besar. Tenaga gelap ini dikira mengisi 70% tadi. Sifatnya adalah satu misteri besar dalam Letupan Besar. Kebarangkalian sifatnya adalah seperti skalar pemalar kosmologi. Cerapan untuk membantu lebih memahami tentang ini masih dilakukan. Keputusan dari WMAP 2006 menunjukkan yang alam semesta terdiri daripada 74% tenaga gelap, 22% jirim gelap dan 4% jirim biasa.

Masa depan menurut teori Letupan Besar[sunting | sunting sumber]

Sebelum pemerhatian tentang tenaga gelap diperoleh, ahli kosmologi menimbangkan dua senario bagi masa depan alam semesta. Jika ketumpatan jisim alam semesta melebihi ketumpatan genting, alam semesta ini akan mencapai saiz maksimum dan mula runtuh. Ia akan menjadi sangat panas dan tumpat semula, tamat dengan keadaan sepertimana ia bermula—Runtuhan Besar. Yang lain pula, jika ketumpatan alam semesta sama atau di bawah ketumpatan kritikal, pengembangan akan menjadi perlahan, tetapi tetap tidak akan berhenti. Pembentukan bintang akan berhenti apabila alam semesta semakin kurang tumpat. Suhu purata alam semesta akan mencecah sifar mutlak. Lohong hitam akan tersejat. Entropi alam semesta akan meningkat hingga ke titik ketika sebarang bentuk tenaga yang terurus akan terlepas darinya, senari yang dikenali sebagai haba maut. Tambahan pula, jika reputan proton wujud, kemudian hydrogen, bentuk asal jirim barionik hari ini akan lesap dan yang tinggal hanya sinaran.

Cerapan moden tentang pengembangan terpecut menyatakan yang lebih banyak alam semesta yang mampu dililhat kini akan melepasi ufuk dan di luar hubungan kita. Apa kesannya masih tidak diketahui. Model ΛCDM tentang alam semesta mengandungi jirim gelap dalam bentuk pemalar kosmologi. Teori ini mencadangkan yang hanya sistem yang terikat secara graviti, sepert galaksi, akan sentiasa bersama, dan tetap juga menjadi mangsa haba maut, apabila alam semesta menyejuk dan mengembang. Penjelasan lain bagi jirim gelap — dipanggil teori tenaga hantu — mencadangkan gugusan galaksi dan galaksi sendiri akan dipecah-belahkan oleh pengembangan yang dipanggil Koyakan Besar

Fizik spekulasi melangkaui Letupan Besar[sunting | sunting sumber]

Ketika model Letupan Besar diperkenalkan dalam kosmologi, ia seperti akan diperhalusi pada masa depan. Sedikit sahaja yang diketahui tentang alam semesta yang terawal dahulu, apabila pengembungan dihipotesiskan berlaku. Terdapat juga bahagian alam semesta melangkaui apa yang boleh dicerap. Dalam kes pengembungan diperlukan: pengembangan eksponen telah menolak kawasan angkasa yang besar melepasi ufuk yang tercerapkan. Adalah mungkin untuk menyimpulkan apa yang berlaku apabila kita lebih memahami fizik pada tahap tenaga tinggi. Spekulasi tentang ini sering melibatkan graviti kuantum.

Antara pendapatnya adalah:

  • pengembungan kelam-kabut
  • model kosmologi “brane”, termasuklah model ekpirotik yang mana Letupan Besar adalah hasil daripada perlanggaran antara brane-brane.
  • alam semesta yang berulang yang mana keadaan alam semesta awal yang panas dan tumpat dalah hasil dari Runtuhan Besar alam semesta yang hampir serupa dengan kita. Kitaran model ekpirotik adalah versi moden bagi scenario sebegitu. (Masalah pemahaman utama adlaah entropi akan terbawa ke setiap kitaran disebabkan haba maut yang terdahulu.)
  • model yang termasuk syarat sempadan Hartle Hawking iaitu seluruh ruang-masa adalah terbatas.

Tafsiran falsafah dan agama[sunting | sunting sumber]

Terdapat beberapa tafsiran tentang teori Letupan Besar. Sebahagian idea ini bertujuan untuk menerangkan sebab Letupan Besar itu sendiri (sebab utama), walaupun sains tidak mungkin dapast menunjukkan sebab utama, maka mereka telah dikritik oleh ahli falsafah semula jadi sebagai mitos penciptaan moden. Terdapat juga yang percaya teori Letupan Besar menyokong pandangan tradisi sedangkan yang lain percaya yang teori Letupan Besar tidak berpadanan dengan pandangan sebegitu.

Letupan Besar, sebagai teori saintifik, tidak berasaskan mana-mana agama. Sambil sesetengah tafsiran agama bertentangan dengan cerita Letupan Besar, terdapat juga tafsiran yang berpadanan.

Berikut adalah tafsiran pelbagai agama tentang teori Letupan Besar:

  • Sesetengah sarjana Islam percaya yang al-Qur'an selari dengan Letupan Besar dalam hal penciptaan seperti berikut:
"Dan tidakkah orang-orang kafir itu memikirkan dan mempercayai bahawa sesungguhnya langit dan bumi itu pada asal mulanya bercantum (sebagai benda yang satu), lalu Kami pisahkan antara keduanya? Dan Kami jadikan dari air, tiap-tiap benda yang hidup? Maka mengapa mereka tidak mahu beriman" (21:30).
Terdapat juga dakwaan mengatakan al-Qur’an menyatakan tentang pengembangan alam semesta: "Dan langit itu Kami dirikan dengan kekuasaan Kami (dalam bentuk binaan yang kukuh rapi) dan Kami benar-benar meluaskannya." (51:47).
Juga selari dengan Runtuhan Besar dan alam semesta yang berulang: "(Ingatlah) hari Kami menggulung langit seperti menggulung lembaran surat catatan; sebagaimana kami mulakan wujudnya sesuatu kejadian, Kami ulangi wujudnya lagi; sebagai satu janji yang ditanggung oleh Kami; sesungguhnya Kami tetap melaksanakannya." (21:104).
  • Beberapa gereja Kristian, Gereja Katolik Rom terutamanya, menerima Letupan Besar sebagai sesuatu yang mungkin bagi asal-usul alam semesta dan mentafsirkannya sebagai membenarkan sebab utama. Paus Pius XII adalah penyokong Letupan Besar walaupun sebelum teori itu masih belum dikukuhkan secara saintifik.
  • Sesetengah cabang Hindu, seperti Vaishnavisme, membayangkan teori penciptaan sama dengan teori Letupan Besar. Mitos Hindu, terkarang sebagai contoh buku ketiga Bhagavata Purana (bab 10 dan 26), menerangkan keadaan asal adalah meletus sebagai Vishnu lalu bertukar kepada keadaan aktif jirim ("prakriti"). Sebahagian mazhab Hindu lain menyatakan alam semesta ini tiada permulaan atau penghujung.
  • Kepercayaan Buddha mempunyai konsep alam semesta yang tiada penciptaan tetapi terus-menerus dalam ulangan pengembangan, penstabilan, pengecutan dan tidak aktif. Letupan Besar tidaklah bertentangan dengan memandangkan terdapat cara untuk memperoleh alam semesta abadi ketika paradigma. Beberapa ahli falsafah Zen yang terkenal berminat akan konsep alam semesta yang berulangan.

Rujukan[sunting | sunting sumber]

Nota[sunting | sunting sumber]

  1. (Inggeris)R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803.
  2. (Inggeris)G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  3. (Inggeris)V. Slipher, paper presented to the American Astronomical Society, (1915).
  4. (Inggeris)G. Lemaître, Annals of the Scientific Society of Brussels(1927).
  5. (Inggeris)E. Christianson Edwin Hubble: Pelayar Nebula.
  6. (Inggeris)F. Hoyle '"A New Model for the Expanding universe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 108 (1948), 372.
  7. (Inggeris)A. V. Ivanchik, et al. "Pemalar fine-structure: had cerapan baru bagi kepelbagaian kosmologi dan sedikit teori kesan", Astronomi dan Astrofizik 343 (1999) 439.
  8. (Inggeris)J. Goodman Physics Review D, 52 (1995) 1821.
  9. (Inggeris)Caltech Submillimeter Observatory mempunyai program untuk mengukur perincian cerapan CMB untuk mencari perkaitan Kesan Sunyaev-Zel'dovich. [1]
  10. (Inggeris)D. N. Spergel, et al. "Cerapan tahun pertama Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Pentahkikan parameter kosmologi", Astrophysical Journal Supplement Series, 148 (2003) 175.
  11. (Inggeris)N.W. Boggess, et al. "Misi COBE: Rekaan dan Persembahannya Dua Tahun Selepas Pelancaran," Astrophysical Journal, 397 (1992), 420.
  12. (Inggeris)A. A. Navabi and N. Riazi, "Adakah Masalah Usia Telah Selesai?" Journal of Astrophysics and Astronomy 24 (2003), 3.

Sumber[sunting | sunting sumber]

  • G. Lemaître, "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" (Semesta yang mempunyai jisim tetap dan jejari yang membesar mengira halaju jejari bagi nebula ekstragalaktik), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927):41—Kerelatifan am menandakan alam semesta mengembang. Einstein menolaknya pada tahun yang sama. Nota Lemaître diterjemahkan dalam Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 (1931): 483–490.
  • (Inggeris)G. Lemaître, Nature 128 (1931) suppl.: 704, dengan rujukan atom awal.
  • (Inggeris)R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803. — (Asal-usul Unsur Kimia) αβγ kertas, yang Alpher dan Gamow cadangkan, tentang unsur cahaya dicipta oleh proton menangkap neutron dalam semesta awal yang tumpat dan panas. Nama Bethe ditambah bagi simetri.
  • (Inggeris)G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. (Asal-usul Unsur dan Pemisahan Galaksi) Dua kertas Gamow pada 1948 ini menjadi asas kepada pemahaman tentang nukleosintesis letupan besar.
  • (Inggeris)G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  • (Inggeris)R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737. (“Teori Penangkapan Neutron tentang Pembentukan dan Limpahan Relatif Unsur”, Pandangan Fizikal)
  • (Inggeris)R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. (“Tentang Limpahan Relatif Unsur”, Pandangan Fizikal) Kertas ini mengandungi anggaran pertama suhu semesta kini.
  • (Inggeris)R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.
  • (Inggeris)A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. (“Pengukuran Suhu Antenna Lebihan pada 4080 Mc/s”, Jurnal Astrofizik) Kertas ini menerangkan penemuan latar belakang gelombang mikro kosmik.
  • (Inggeris) R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. (“Sinaran Jasad Hitam Kosmik”) Tafsiran teori tentang penemuan Penzias dan Wilson.
  • (Inggeris)A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 (1967), diterjemahkan dalam JETP Lett. 5, 24 (1967). (“Pencabulan invarians CP, asimetri C dan barion asimetri semesta”)
  • (Inggeris)R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24–34. (“Pandangan tentang kerja awal tentang kosmologi 'letupan besar')

Bibiliografi[sunting | sunting sumber]

  • (Inggeris) Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. (Kamus Mitos Penciptaan) Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.
  • (Inggeris) Pius XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind (“Sains Moden dan Kewujudan Tuhan”, Pemikiran Katolik) Mo 49:182–192.

Pautan luar[sunting | sunting sumber]

Gambaran keseluruhan Letupan Besar[sunting | sunting sumber]

Hasil WMAP[sunting | sunting sumber]

Rencana penyelidikan[sunting | sunting sumber]

Kebanyakan kertas kajian tentang kosmologi dilancarkan sebagai pracetak di arxiv.org. Secara umumnya, ia adalah teknikal tetapi terdapat juga pengenalan dalam Inggeris. Antara simpanan relevan, yang merangkumi eksperimen dan teori, adalah arkib astrofizik, iaitu kertas yang hampir ditahan dalam pemerhatian dilancarkan dan arkib kerelatifan am dan kuantum kosmologi, yang merangkumi lebih bidang yang masih dalam keraguan. Kertas yang bekitan dengan ahli kosmologi juga sering muncul dalam arkib fenomenologi tenaga tinggi dan teori tenaga tinggi.