Sejarah teori Letupan Besar

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari

Sejarah teori Letupan Besar bermula dengan perkembangan Letupan Besar daripada pencerapan-pencerapan dan pertimbangan-pertimbangan teori. Banyak daripada kerja-kerja kosmologi pada hari ini melibatkan peluasan dan penghalusan teori Letupan Besar yang asas.


Sebelum abad ke-20[sunting | sunting sumber]

Rujukan terawal untuk teori Letupan Besar ialah rujukan dalam Rig Veda, sebuah karya Hindu yang ditulis pada milenium ke-3 SM.

Pada tahun 1610, Johannes Kepler mempergunakan langit malam yang gelap untuk mengemukakan alasan terhadap sebuah semesta yang terhingga. Tujuh puluh tujuh tahun kemudian, Isaac Newton memerihalkan pergerakan skala besar di seluruh semesta. Pada tahun 1791, Erasmus Darwin memberikan pemerian buat pertama kali tentang sifat alam semesta yang berkembang dan mengecut secara berkitar.

Pada tahun 1848, Edgar Allan Poe mencadangkan sebuah sistem yang amat serupa dengan teori Letupan Besar dalam karangannya yang bertajuk Eureka. Walaupun pemerian itu tidak diiktiraf sebagai ilmu sains oleh komuniti sains, termasuk Poe sendiri, Poe mengatakan bahawa beliau cuma ingin menganggap karyanya sebagai "puisi prosa" sahaja. Dalam karya itu, beliau mencadangkan sebuah semesta terhingga yang bermula dengan "zarah primal" yang tunggal. Zarah itu kemudian berkembang mengikut "hasrat Tuhan", iaitu daya tolakan yang Poe memerihalkan sebagai salah satu daripada dua daya yang membentuk semua jirim di dalam alam semesta — tolakan dan tarikan (graviti). Jirim-jirim di seluruh ruang angkasa lepas tersebar dengan sama rata, tetapi disebabkan oleh graviti, jirim-jirim itu mula berkumpul untuk membentuk bintang-bintang dan sistem-sistem bintang. Akhirnya, graviti akan menarik alam semesta fizikal kembali ke peringkat zarah primal untuk memulakan semula proses tolakan dan tarikan.

Awal abad ke-20[sunting | sunting sumber]

Melalui pencerapan-pencerapan pada dekad 1910-an, Vesto Melvin Slipher dan kemudian Carl Wilhelm Wirtz menentukan bahawa kebanyakan nebula pilin berundur dari Bumi. Slipher menggunakan spektroskopi untuk menyelidiki tempoh putaran planet-planet, serta kandungan atmosfera-atmosfera planet, dan merupakan orang yang pertama untuk mencerap halaju jejari untuk galaksi-galaksi. Wirtz memperhatikan anjakan merah untuk nebula yang didapati teratur, tetapi anjakan merah itu amat susah ditafsirkan dari segi kosmologi kerana Alam Semesta terisi dengan bintang-bintang dan nebula-nebula yang lebih kurang sama rata. Bagaimanapun, mereka tidak sedar akan implikasi-implikasi kosmologi terhadap penemuan mereka, dan tidak tahu bahawa apa yang dianggap mereka sebagai nebula-nebula sebenarnya merupakan galaksi-galaksi di luar Bima Sakti kita.

Juga pada dekad itu, teori kerelatifan am Albert Einstein didapati tidak membenarkan penyelesaian-penyelesaian kosmologi yang statik, berdasarkan andaian-andaian kosmologi asas yang diperihalkan dalam dasar-dasar teori Letupan Besar. Pada waktu itu, alam semesta diperihalkan melalui tensor metrik yang berkembang ataupun mengecut secara berterusan. Einstein berpendapat bahawa kesudahan itu tidak betul, dan beliau cuba memperbaikinya dengan pemalar kosmologi. Orang pertama yang menggunakan kerelatifan am secara serius untuk kosmologi tanpa pemalar kosmologi penstabil ialah Alexander Friedmann. Friedmann menemui penyelesaian semesta berkembang untuk persamaan-persamaan medan kerelatifan am pada tahun 1922. Penemuannya kemudian disokong oleh pencerapan-pencerapan Edwin Hubble pada tahun 1929. Kertas-kertas kerja Friedmann pada tahun 1924, yang diterbitkan oleh Akademi Sains Brussel pada 7 Januari 1924, termasuk "Tentang kemungkinan dunia yang mempunyai kelengkungan negatif yang tetap" ("Uber die Moglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krummung des Raumes"). Persamaan-persamaan Friedmann's memerikan semesta Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker.

Pada tahun 1927, Georges Lemaître, seorang paderi Roman Katolik Belgium, memberikan salah satu daripada keterangan moden yang awal tentang teori Letupan Besar untuk menjelaskan asal alam semesta, walaupun beliau menggelarkan teorinya sebagai "hipotesis atom mula-mula". Beliau mendasarkan teorinya, yang diterbitkan antara 1927 dan 1933, pada hasil kerja Einstein, antara lain, serta tradisi-tradisi kosmologi-falsafah kuno. Bagaimanapun, Einstein mempercayai model keadaan mantap untuk semesta. Lemaître menerbitkan persamaan-persamaan Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tersendiri, dan berdasarkan resesi nebula pilin, beliau mencadangkan bahawa alam semesta bermula dengan "letupan atom mula-mula" — apa yang kemudian digelarkan Letupan Besar. Lemaître salah menganggap bahawa sinar-sinar kosmos ialah baki-baki peristiwa. Kini, sinar-sinar itu diketahui berasal dari dalam galaksi tempatan.

Pada tahun 1929, Edwin Hubble memberikan dasar pencerapan untuk teori Lemaître sewaktu beliau menemui anjakan merah untuk galaksi-galaksi. Beliau menyelidiki galaksi-galaksi nebula pilin dan mengukur jarak-jaraknya melalui pencerapan bintang-bintang pemboleh ubah Cepheid yang lebih awal telah ditentukan sebagai lilin-lilin piawai oleh Henrietta Leavitt. Dicerap dari bumi, Hubble menemui galaksi-galaksi berundur di setiap arah dengan laju yang berkadar dengan jaraknya dari Bumi. Pada tahun 1929, Hubble dan Milton Humason merumuskan "Hukum Jarak Anjakan Merah" yang empirik untuk galaksi-galaksi. Hukum ini kini dikenali sebagai Hukum Hubble. Sewaktu anjakan merah ditafsirkan sebagai ukuran untuk laju resesi, anjakan merah itu adalah tekal dengan penyelesaian-penyelesaian Persamaan-persamaan Kerelatifan Am Einstein untuk ruang homogen isotropi yang berkembang. Inilah yang menghasilkan konsep semesta berkembang. Hukum itu menetapkan bahawa lebih besar jaraknya antara dua buah galaksi, lebih besar laju pemisahannya yang relatif. Penemuan itu kemudian menyebabkan perumusan teori Letupan Besar.

Hukum Hubble menentukan bahawa alam semesta sedang berkembang, menurut prinsip kosmologi, apabila alam semesta didapati tidak mempunyai arah atau tempat yang lebih diutamakan sewaktu dicerap dengan skala-skala jarak yang cukup besar. Idea ini membenarkan dua kemungkinan yang bertentangan:

  • Alam semesta yang dinamik: Salah satu daripada kemungkinan itu ialah teori Letupan Besar Lemaître yang disokong dan diperkembangkan oleh George Gamow.
  • Alam semesta yang statik: Kemungkinan yang lain itu ialah model keadaan mantap yang dikemukakan oleh Fred Hoyle. Dalam model ini, jirim-jirim baru akan dicipta sewaktu galaksi-galaksi berundur dari satu sama lain, dan alam semesta adalah lebih kurang sama pada mana-mana satu masa.

Sebenarnya, Hoyle ialah orang yang mencipta nama untuk teori Lemaître, sewaktu beliau menyindir teori Lemaître sebagai "idea 'letupan besar' itu" ( "this 'big bang' idea") dalam sebuah rancangan radio BBC, "Sifat Benda-benda" (The Nature of Things), pada tahun 1949. Teks untuk rancangan itu diterbitkan pada tahun 1950.

Akhir abad ke-20[sunting | sunting sumber]

Perbandingan antara ramalan model Letupan Besar piawai dengan ukuran-ukuran ujikaji. Spektrum kuasa untuk anistrofi sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos diplot dari segi skala sudut (atau momen berbilang kutub) (atas).

Selama beberapa tahun, sokongan-sokongan untuk kedua-dua teori itu terbahagi dengan sama rata. Bagaimanapun, bukti-bukti pencerapan bermula menyokong gagasan bahawa alam semesta berkembang daripada keadaan padat yang panas. Penemuan sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos (CMB) pada tahun 1965 cuma bersifat kualitatif, dan tidak berjaya meramalkan suhu sebenarnya untuk CMB. Selepas perumusan semula, Letupan Besar telah dianggap sebagai teori yang terbaik untuk asal dan evolusi kosmos.

Sebelum akhir 1960-an, banyak ahli kosmologi berpendapat bahawa ketunggalan paradoks fizikal yang padat tak terhingga pada waktu permulaan model kosmologi dapat dielakkan jika alam semesta dianggap mengecut sebelum memasuki keadaan padat yang panas dan kemudian bermula pengembangan semula. Proses ini telah diformalkan sebagai semesta berayun Richard Tolman.

Pada dekad 1960-an, Stephen Hawking dan lain-lain membuktikan bahawa idea ini tidak mungkin sebab ketunggalan adalah suatu ciri fizik yang wajib untuk memerihalkan graviti Einstein. Dapatan ini menyebabkan kebanyakan ahli kosmologi menerima anggapan bahawa alam semesta, sebagaimana yang diperihalkan oleh fizik kerelatifan am, mempunyai umur yang terhingga. Bagaimanapun, tanpa teori graviti kuantum sewaktu itu, soalan tentang:

  • adakah ketunggalan itu merupakan titik asal semesta yang benar; ataupun
  • proses-proses fizikal yang menguasai rejim menyebabkan semesta bersifat luaran;

tidak dapat dijawab.

Masa depan teori[sunting | sunting sumber]

Banyak daripada kerja-kerja kosmologi pada waktu ini termasuk percubaan untuk memahami apa yang terjadi sewaktu Letupan Besar dan bagaimana galaksi-galaksi dibentukkan dalam konteks itu, serta penyelarasan pencerapan-pencerapan dengan teori asas. Pada suatu masa, terdapat banyak perbincangan tentang adakah Letupan Besar harus digugurkan sebagai pemerian alam semesta, tetapi bilangan penyokong untuk kosmologi bukan piawai semakin kurang pada beberapa dekad yang lalu. Ahli-ahli kosmologi meneruskan penghitungan banyak parameter Letupan Besar pada kejituan baru yang lebih tinggi dan mempercayai bahawa pengembangan alam semesta sedang memecut.

Kemajuan-kemajuan besar dalam kosmologi Letupan Besar telah dibuat pada akhir 1990-an dan awal abad ke-21 disebabkan oleh kemajuan-kemajuan utama dalam teknologi teleskop, serta pengumpulan data satelit yang amat besar, umpamanya daripada COBE dan Teleskop Angkasa Lepas Hubble. Pada tahun 2003, WMAP NASA menangkap gambar-gambar alam semesta yang lebih perinci melalui sinaran latar belakang mikrogelombang kosmos. Tafsiran-tafsiran gambar itu menunjukkan bahawa alam semesta berumur 13.7 bilion tahun (dengan ralat satu peratus) dan mengesahkan model Lambda-CDM serta teori inflasi. Tiadanya teori kosmologi lain yang masih dapat menerangkan:

  • julat parameter yang sebegini lebar, dari nisbah kelimpahan unsur di dalam alam semesta awal hingga struktur latar belakang mikrogelombang kosmos;
  • kelimpahan nukleus galaksi aktif yang dicerap sebagai lebih banyak di dalam alam semesta awal, berbanding sekarang; dan
  • kelompok-kelompok galaksi yang dicerap.

Lihat juga[sunting | sunting sumber]