Tanyakan Ethan: Bisakah alam semesta masih mengalami kontraksi yang hebat?

Big Bounce membutuhkan fase re-collapse (Kompresi Besar), diikuti oleh ekspansi (Big Bang baru)

Salah satu terobosan terbesar abad ke-20 adalah penentuan seberapa kaya dan masifnya alam semesta kita. Jari-jari sekitar 46 miliar tahun cahaya mengandung sekitar dua triliun galaksi. Alam semesta kita yang dapat diamati memungkinkan kita untuk menciptakan kembali seluruh sejarah sejarah kosmik kita, meregang kembali ke Big Bang dan bahkan, mungkin, sedikit lebih jauh. Bagaimana dengan masa depan? Bagaimana dengan nasib alam semesta? Apakah sudah pasti? Inilah yang ingin diketahui oleh pembaca kami:

Anda menulis bahwa alam semesta mengembang dengan kecepatan yang melambat. Saya pikir Hadiah Nobel dianugerahi karena menemukan bahwa Semesta berkembang dengan percepatan. Bisakah Anda mengklarifikasi teori-teori terkemuka? Apakah ada fitur kompresi hebat?

Prediksi terbaik perilaku masa depan adalah di masa lalu. Tetapi baik manusia maupun Alam Semesta terkadang dapat mengejutkan kita.


Setelah Big Bang, Semesta hampir homogen sempurna, diisi dengan materi, energi dan radiasi, dan berkembang pesat. Evolusi Semesta setiap saat ditentukan oleh kepadatan energi dari isinya.

Tingkat ekspansi Semesta setiap saat tergantung pada hanya dua hal: kepadatan energi total yang ada dalam ruang-waktu dan kelengkungan spasial. Jika kita memahami hukum gravitasi dan bagaimana berbagai jenis energi berevolusi dari waktu ke waktu, kita dapat menciptakan kembali seperti apa laju ekspansi itu kapan saja di masa lalu. Kita juga dapat mempelajari berbagai objek jauh yang terletak pada jarak yang berbeda dari kita, dan mengukur seberapa banyak cahayanya membentang akibat perluasan ruang. Setiap galaksi, supernova, awan gas molekuler, dll. - segala sesuatu yang menyerap atau memancarkan cahaya akan menceritakan kisah kosmis tentang bagaimana perluasan ruang membentangnya dari saat ketika dipancarkan ke saat ketika kita bisa mengamatinya.


Semakin jauh galaksi, semakin cepat ia menjauh dari kita karena ekspansi, dan semakin banyak cahayanya mengalami pergeseran merah, itulah sebabnya kita harus melihat lebih banyak dan lebih panjang gelombang.

Dari berbagai pengamatan independen, kami dapat menyimpulkan seperti apa sebenarnya alam semesta itu. Tiga garis pengamatan besar dan independen adalah:

• Fluktuasi suhu radiasi CMB, yang membawa informasi tentang kelengkungan Alam Semesta, materi normal, materi gelap, neutrino, dan kepadatan total konten.
• Korelasi antara galaksi pada skala terbesar - yang dikenal sebagai osilasi akustik baryon - menghasilkan pengukuran yang sangat jelas dari kepadatan total materi, rasio materi normal dan gelap, dan perubahan dalam laju ekspansi dengan waktu.
• Dan lilin standar paling jauh dan paling terang dari Semesta, supernova tipe Ia, memberi tahu kita kecepatan ekspansi dan perincian evolusi energi gelap.

Lilin standar (L) dan penggaris standar ® adalah dua teknik berbeda yang digunakan oleh para astronom untuk mengukur perluasan ruang pada jarak yang berbeda dan pada waktu yang berbeda di masa lalu

Semua kesaksian ini secara bersamaan menunjukkan satu gambaran yang konsisten tentang alam semesta. Mereka memberi tahu kita apa yang ada di alam semesta hari ini, dan memberi kita kosmologi di mana:

• 4,9% dari energi Semesta terkandung dalam materi normal (proton, neutron, elektron).
• 0,1% dari energi adalah dalam bentuk neutrino masif (berperilaku belakangan ini sebagai materi, dan pada yang awal sebagai radiasi).
• 0,01% dari energi yang ada dalam bentuk radiasi (foton).
• 27% dari energi dalam materi gelap.
• 68% dari energi adalah dalam bentuk energi yang melekat dalam ruang itu sendiri: energi gelap.

Mereka memberi kita Semesta datar, dengan kelengkungan 0%, Semesta tanpa cacat topologi (monopol magnetik, string kosmik, dinding domain, tekstur kosmik), dan Semesta dengan sejarah ekspansi yang diketahui.


Kepentingan relatif berbagai komponen energi alam semesta pada waktu yang berbeda di masa lalu. Di masa depan, energi gelap akan mendekati 100% kepentingan.

Persamaan yang mengatur GTR sangat pasti dalam pengertian ini: jika kita tahu apa yang ada di Alam Semesta hari ini, serta hukum gravitasi, kita tahu persis betapa pentingnya masing-masing komponen pada setiap titik di masa lalu. Pada awalnya, radiasi dan neutrino mendominasi. Selama miliaran tahun, materi gelap dan materi normal adalah komponen yang paling penting. Dan selama beberapa miliar tahun terakhir - dan seiring waktu situasinya hanya akan memburuk - energi gelap akan menjadi faktor dominan dalam perluasan alam semesta. Itu membuat semesta dipercepat, dan di situlah kebanyakan orang menjadi bingung.


Varian nasib alam semesta yang mengembang. Perhatikan perbedaan antara model yang berbeda di masa lalu.

Sehubungan dengan ekspansi Alam Semesta, kita dapat mengukur dua hal: kecepatan ekspansi, dan kecepatan bergeraknya galaksi individual dari kita dari sudut pandang kita. Parameter ini terkait, tetapi tidak cocok. Tingkat ekspansi menunjukkan bagaimana struktur ruang-waktu ditarik. Itu selalu diperkirakan dengan kecepatan per unit jarak, biasanya dalam kilometer per detik per megaparsec, di mana megaparsec adalah 3,26 juta tahun cahaya.


Seperti halnya materi (di atas), radiasi (di tengah) dan konstanta kosmologis berkembang dari waktu ke waktu di alam semesta yang mengembang

Jika tidak ada energi gelap, dengan waktu laju ekspansi akan menurun, mendekati nol, karena kepadatan materi dan radiasi akan mendekati nol dengan meningkatnya volume. Tetapi di hadapan energi gelap, laju ekspansi ini mendekati kepadatan energi gelap, apa pun itu. Jika energi gelap, misalnya, adalah konstanta kosmologis, maka laju ekspansi asimtotik cenderung ke nilai konstan. Tetapi jika demikian, maka kecepatan galaksi individual yang bergerak menjauh dari kita akan meningkat.


Galaksi jarak jauh Markaryan 1018 dalam jangkauan optik dengan overlay data radio ( VLT )

Bayangkan bahwa kecepatan ekspansi memiliki nilai tertentu: 50 km / s / mpk. Jika galaksi terletak 20 mpc dari kita, maka dari sudut pandang kita, ia akan menjauh dari kita dengan kecepatan 1000 km / s. Namun seiring waktu, ketika jalinan ruang angkasa mengembang, galaksi ini akan semakin jauh dari kita. Pada saat jaraknya 40 mpk dari kami, kecepatan pemindahan dari kami sudah menjadi 2000 km / s. Setelah lebih banyak waktu, itu akan sepuluh kali lebih jauh dari kita - pada jarak 200 megapiksel, dan akan menjauh dari kita dengan kecepatan 10.000 km / s. Pada saat ia bergerak menjauh dengan 6.000 megapiksel, ia akan bergerak menjauh dari kami dengan kecepatan 300.000 km / s, lebih cepat dari kecepatan cahaya. Tetapi ini akan berlanjut lebih jauh; semakin banyak waktu berlalu, semakin cepat galaksi menjauh dari kita. Inilah yang dimaksud dengan Universe "akselerasi": kecepatan ekspansi menurun, tetapi laju penghapusan galaksi individu tumbuh seiring waktu.


Gabungan dari rentang ultraviolet, tampak dan inframerah dari proyek Hubble eXtreme Deep Field. Gambar terbesar dari bagian yang jauh dari alam semesta.

Semua ini bertepatan dengan pengukuran terbaik kami: energi gelap adalah kepadatan energi konstan yang melekat dalam ruang. Dengan perluasan ruang, kerapatan energi gelap tetap konstan, dan Semesta akan mengakhiri keberadaannya dalam mode Pembekuan Besar, di mana segala sesuatu yang tidak terikat oleh gravitasi (ia mengikat, misalnya, kelompok galaksi lokal kita, Galaksi kita, tata surya, dll.) akan terbang terpisah satu sama lain. Jika energi gelap benar-benar berubah menjadi konstanta kosmologis, maka ekspansi akan terjadi selamanya, dan akan mengarah ke alam semesta yang dingin dan kosong.


Ketika para astronom pertama kali menyadari bahwa alam semesta mengalami percepatan, akal sehat mengatakan bahwa ia akan mengembang selamanya. Namun, sampai kita memahami sifat energi gelap dengan lebih baik, skenario lain tentang nasib alam semesta tetap memungkinkan. Mereka ditunjukkan dalam diagram: Kompresi besar, ekspansi terus-menerus, Kesenjangan besar.

Tetapi jika energi gelap berubah - secara teoretis ini mungkin, tetapi tidak dikonfirmasikan oleh pengamatan - ia bisa sampai pada Kompresi Besar dan Istirahat Besar. Dalam kompresi Hebat, energi gelap akan melemah dan mengubah tandanya, yang karenanya Semesta akan mencapai ukuran terbesar, akan mengembang, dan akan menyusut. Ia bahkan dapat memunculkan Siklus Alam Semesta ketika kontraksi menghasilkan Big Bang lainnya. Jika energi gelap akan meningkat, situasi yang berlawanan akan berubah, di mana struktur yang terikat pada akhirnya akan terkoyak oleh meningkatnya kecepatan ekspansi. Tetapi bukti hari ini dengan percaya diri mendukung "Pembekuan Besar", di mana tingkat ekspansi akan konstan selamanya.

Tujuan utama dari observatorium masa depan, seperti seperti Euclid, WFIRST, LSST, termasuk pengukuran yang mengkonfirmasi apakah energi gelap benar-benar konstanta kosmologis. Meskipun teori terkemuka lebih menyukai energi gelap yang konstan, penting untuk mempertimbangkan semua kemungkinan yang tidak dikecualikan oleh pengamatan dan pengukuran. Dan sementara pemerasan Hebat terlihat tidak mungkin, itu belum dikesampingkan. Dengan munculnya lebih banyak data dengan kualitas yang lebih baik, kita masih dapat menemukan petunjuk menarik bahwa kenyataan bahkan lebih tidak biasa daripada yang kita pikirkan!

Ethan Siegel - astrofisika, sains popularizer, penulis buku Starts With A Bang! Dia menulis buku-buku "Beyond the Galaxy" [ Beyond The Galaxy ], dan "Tracknology: the science of Star Trek" [ Treknology ].

FAQ: jika alam semesta mengembang, mengapa kita tidak mengembang