Kami tidak tahu bagaimana bintang muncul, tetapi kami ingin tahu bagaimana 10 miliar bintang muncul
- Carlos Frank
Melihat ke bagian-bagian terpencil Semesta, kita melihat ke masa lalu. Semakin jauh objek, semakin lama cahayanya pergi ke mata kami. Dan setiap kali kita berhasil melihat lebih jauh dari sebelumnya, kita melihat ke masa lalu yang lebih dalam - lebih dekat dengan Big Bang.
Yang paling awal yang kita lihat adalah, tentu saja, rasakan radiasi, sisa cahaya dari Big Bang. Ketika kita mengamati radiasi latar belakang yang dipancarkan pada saat Alam Semesta akhirnya mendingin hingga suhu yang memungkinkan atom terbentuk, kita mendapatkan gambaran Alam Semesta pada usia 380.000 tahun!
Tetapi ada prediksi teoretis tentang Big Bang, yang berasal dari masa-masa sebelumnya. Ini mungkin yang paling awal dari semua prediksi yang dapat diverifikasi! Dentuman besar tidak hanya berbicara tentang kapan atom seharusnya terbentuk untuk pertama kalinya, tetapi juga atom apa yang seharusnya terbentuk.
Bagaimana ini? Maju cepat ke tahap paling awal yang bisa kita bicarakan, dan di mana kita masih 100% yakin akan kebenaran fisika.
Ingatlah bahwa Alam Semesta mengembang dan mendingin, yang berarti ia lebih panas dan lebih padat di masa lalu! Tentu saja, ketika alam semesta berusia kurang dari 380.000 tahun, itu terlalu panas untuk atom netral, tetapi bagaimana jika kita melangkah lebih jauh?
Pada satu titik, itu terlalu panas dan padat bahkan untuk inti, dan bahkan lebih awal - terlalu energik untuk keberadaan proton dan neutron! Ketika usia Alam Semesta tidak melebihi sepersekian detik, kita hanya memiliki lautan quark, gluon, lepton, antilepton, dan radiasi superhot, dan semua ini melayang dalam sup utama Alam Semesta awal!
Dalam keadaan ini, semuanya bertabrakan dengan sangat cepat dan berada dalam kesetimbangan termal. Penciptaan dan pemusnahan pasangan partikel / antipartikel terjadi dengan sangat cepat. Namun, hampir semua partikel tidak stabil. Dengan ekspansi dan pendinginan Alam Semesta, lepton berat dan peluruhan quark, materi berlebih dan antimateri terjadi dan musnahkan, dan quark yang tersisa (quark atas dan bawah dalam jumlah yang kurang lebih sama) cukup dingin untuk mengembun menjadi proton dan neutron individu. Pada saat alam semesta mencapai 10 mikrodetik, ada kira-kira jumlah proton dan neutron yang kira-kira sama.
Namun, alam semesta juga dipenuhi dengan elektron dan antielektron, yang lebih dikenal sebagai positron. Setiap kali proton bertabrakan dengan elektron yang cukup energik, sebuah neutron (dan neutrino) lahir, dan setiap kali sebuah neutron bertabrakan dengan positron yang cukup energik, sebuah proton (dan antineutrino) lahir. Awalnya, reaksi ini berlangsung dengan kecepatan yang sama, dan kita mendapatkan alam semesta dengan materi normal, 50% terdiri dari proton dan 50% dari neutron.
Tetapi karena fakta bahwa proton lebih ringan dari neutron, itu menjadi lebih menguntungkan untuk secara energik
meningkatkan jumlah proton dan mengurangi jumlah neutron . Pada saat Alam Semesta berumur 3 detik dan semua transformasi praktis berhenti, sudah ada
85% proton dan 15% neutron di Alam Semesta. Dan pada saat ini, masih panas dan cukup padat untuk proton dan neutron untuk mencoba memulai fusi nuklir deuterium, isotop hidrogen pertama yang berat!
Tetapi di Semesta ada lebih dari satu miliar foton per proton atau neutron, dan suhunya masih terlalu tinggi untuk deuterium yang dihasilkan untuk tidak segera dihancurkan. Jadi kita menunggu, menunggu, dan menunggu sampai Semesta mendingin untuk membuat deuterium dan tidak segera memecahnya. Sementara itu, masalahnya adalah bahwa neutron tidak stabil, dan beberapa neutron membusuk menjadi proton, elektron dan antineutrino.
Akhirnya, antara 3 dan 4 menit keberadaan Alam Semesta, foton cukup dingin agar tidak memecah deuterium lebih cepat daripada proton dan neutron dapat membuatnya. Alam semesta melewati hambatan yang berhubungan dengan deuterium. Pada saat ini, karena peluruhan, di Alam Semesta ada 88% proton dan 12% neutron.
Ketika deuterium mulai terbentuk di alam semesta, deuterium segera menambah proton dan / atau neutron ke dalamnya, memanjat tangga elemen ke tritium atau helium-3, dan kemudian menjadi helium-4 yang sangat stabil!
Hampir semua neutron ditemukan dalam atom helium-4, terhitung 24% dari seluruh atom setelah nukleosintesis ini. Inti hidrogen - hanya proton individu - membentuk 76% sisanya. Ada juga sebagian kecil (dari 0,001% menjadi 0,01%) helium-3, tritium (membusuk menjadi helium-3) dan deuterium, dan proporsi yang lebih kecil dari berbagai bentuk lithium dan berilium yang dihasilkan dari nukleosintesis dengan inti helium-4.
Tetapi karena kombinasi faktor - kurangnya inti stabil dengan massa 5 atau 8, suhu dan kepadatan Semesta yang relatif rendah pada saat ini, dan daya tolak listrik yang kuat dari isotop berat - tidak ada yang lebih parah yang terbentuk.
Dan elemen-elemen tersebut diprediksi oleh teori Big Bang. Dengan pengetahuan kita tentang CMB, kita dapat menentukan - dengan akurasi luar biasa - berapa banyak helium-4, helium-3, deuterium, dan lithium-7 seharusnya saat ini. Prediksi ini - kelimpahan awal elemen cahaya - adalah salah satu prediksi terbesar yang muncul dari model Big Bang.
Setelah itu, Semesta hanya mengembang dan mendingin, dan isotop yang tidak stabil (seperti tritium) membusuk menjadi yang stabil, sampai inti atom ini - yang diciptakan dalam tungku nuklir Big Bang - menangkap elektron dan berubah menjadi atom netral.
Tentu saja, melihat atom-atom ini dan mengukur kelimpahannya adalah tugas yang sangat sulit. Mengapa Mari kita lihat apa yang bisa Anda lihat jika Anda melihat ke awal Semesta.
Kami ingin melihat atom pertama: yang ada di masa gelap ruang. Tetapi ini sangat sulit.
Kami menentukan keberadaan unsur-unsur di Semesta dari transisi atomnya. Mereka menunjukkan garis emisi jika atom cukup panas dan elektron tereksitasi mereka bergerak ke tingkat energi yang lebih rendah, atau garis penyerapan jika atom berada dalam keadaan dingin dengan energi rendah, tetapi ada sumber panas di belakangnya, yang fotonnya diserap pada tingkat energi yang tepat atom.
Masalahnya, tentu saja, adalah bahwa atom "zaman kegelapan" itu sendiri terlalu dingin untuk mengeluarkan garis emisi, dan radiasi di belakangnya terlalu lemah untuk menyebabkan garis serapan! Karena itu, kita harus menunggu sampai gravitasi melakukan tugasnya dan menariknya cukup banyak ke satu tempat sehingga kita dapat menggunakan sesuatu yang cukup energik untuk menyebabkan mereka menyerap garis!
Setelah keruntuhan gravitasi yang cukup kuat, Semesta di beberapa tempat menjadi cukup padat untuk membentuk bintang untuk pertama kalinya! Daerah yang menjadi lebih cepat padat daripada yang lain membentuk bintang pertama - 50-150 juta tahun setelah Big Bang - dan daerah lain tetap netral, bebas dari bintang dan tidak tersentuh.
Masalah pertama adalah bahwa ketika bintang-bintang pertama ini dibuat, cahaya dari mereka diblokir oleh atom-atom netral, seperti halnya cahaya bintang yang diblokir oleh awan padat gas antarbintang.
Karena itu, kita perlu, jika kita ingin melihat cahaya bintang-bintang ini (atau sumber cahaya apa pun), singkirkan atom-atom netral ini. Untuk ini, perlu untuk membentuk bintang-bintang yang cukup di Semesta untuk mereionisasi sebagian besar (99% +) atom netral. Untungnya, Semesta melakukan ini sendiri, dan dalam waktu kurang dari satu miliar tahun.
Masalah lain adalah bahwa ketika keruntuhan gravitasi terjadi dan bintang-bintang pertama muncul, mereka tidak hanya menyumbat Semesta dengan unsur-unsur berat yang mereka ciptakan, tetapi juga menghancurkan unsur-unsur ringan yang sangat sedikit ini - deuterium, litium, helium-3 - yang ingin kita ukur!
Jadi Anda mungkin berpikir bahwa
trik-22 berfungsi di sini. Bagaimana kita bisa mengukur atom-atom yang pertama dan tak tersentuh ini, jika kita bisa mengukurnya hanya setelah satu miliar tahun, ketika semua yang terjadi akan mencemari atom-atom di alam semesta?
Tapi ada harapan.
Di alam semesta ada - walaupun mereka sulit ditemukan - galaksi terisolasi dari massa ultra-kecil, seperti Pompa galaksi kerdil (dari
Pompa konstelasi), digambarkan di atas.
Secara teoritis, kepingan materi yang sangat terisolasi, yang massanya sekitar 0,0001% dari massa Galaksi Bimasakti kita, dapat bertahan hidup tanpa membentuk bintang sama sekali dan tidak terkontaminasi oleh massa pasca-bintang di sebelahnya selama lebih dari satu miliar tahun. Tetapi untuk menemukan bagian seperti itu, kami harus sangat beruntung.
Ya, kami
beruntung persis seperti yang kami harapkan.
Objek paling terang dan paling terang yang terlihat di ujung-ujung jauh Semesta adalah
quasar , yang sebagian besar terlihat pada tahap terakhir reionisasi - ketika materi menjadi transparan ke cahaya - di Semesta. Kecelakaan bahagia memungkinkan, setelah
58 tahun penyelidikan spektroskopi quasar , ditunjukkan oleh tim Fumagali, Omear dan Prochask, untuk menemukan dua awan gas murni dan tidak tercemar yang disimpan dari Big Bang dalam spektrum quasar!
Di atas gambar, diambil dari
karya Fumagali dan lainnya , sebuah spektrum quasar digambarkan. Kegagalan pada grafik zig-zag adalah tanda garis serapan! Dalam hal ini, garis serapan menunjukkan karakteristik awan gas hidrogen netral dengan pergeseran merah sedikit lebih dari 3, yaitu sekitar 2 miliar tahun setelah Big Bang (dan sekitar 1 miliar tahun setelah lampu pertama meninggalkan quasar ini) ) Namun, biasanya ada tanda-tanda aktivitas vital bintang-bintang sebelumnya - seperti unsur-unsur "mencemari" seperti karbon, oksigen, silikon, dll. - tidak hanya kecil, tetapi sangat kecil,
kurang dari 0,01% dari jumlah yang terkandung dalam Matahari kita. Ini jika kita memperhitungkan bahwa awan "kemurnian" berikutnya yang kita temukan di Semesta sudah mengandung
lebih dari 0,1% dari jumlah elemen berat di Matahari.
Jadi, ini bukan hanya set atom yang paling tidak tercemar dan paling tidak tersentuh yang kami temukan, juga merupakan yang terbaik dari semua pengujian bahwa kelimpahan elemen cahaya - dilihat dari kekuatan garis serapan spektralnya - bertepatan dengan prediksi teori Big Bang!
Apa hasilnya? Lihatlah titik paling kiri dan paling murni di tabel; ini adalah data paling andal yang pernah kami dapatkan tentang topik ini!
Pekerjaan itu mengatakan:
Pada garis pandang quasar, log yang diukur (D / H) = −4,55 ± 0,03 dihitung ulang dalam Ωb, 0h2 (BBN) = 0,0213 ± 0,0010, yang sepenuhnya bertepatan dengan jumlah berikut dari spektrum daya CMB, Ωb, 0h2 (CMB) = 0,02249 ± 0,00057. Kebetulan indah antara dua eksperimen independen ini menandai kemenangan teori Big Bang.
Dan apa yang terbaik - jika kita ingin mengukur lebih baik unsur-unsur yang ditemukan dalam awan gas ini, kita hanya perlu mempelajarinya sedikit lebih lama! Ya, kita bisa beruntung dan kita dapat menemukan lebih banyak lagi dari awan gas murni ini (aturan praktis mengatakan bahwa satu kasus adalah kecelakaan, dan dua sudah merupakan pola yang mungkin), tetapi bahkan jika kita tidak menemukannya, kita hanya perlu melihatnya lebih lama dan hati-hati. quasar ini, dan kami bahkan dapat lebih memperjelas jumlah elemen di dalamnya!
Inilah bagaimana kami menemukan atom-atom pertama di Semesta, dan bagaimana mereka membuktikan kebenaran prediksi lain dari teori Big Bang.