[비즈한국] Pada tahun 1920, Museum Sejarah Alam Smithsonian di Washington D.C. menjadi saksi perdebatan paling agung dalam sejarah astronomi. Pertanyaannya adalah, 'Berapa ukuran sebenarnya dari alam semesta kita?' Perdebatan yang dipicu oleh pertanyaan apakah ada galaksi lain di luar Bima Sakti ini, berkembang menjadi pertanyaan yang lebih mendasar mengenai ukuran sebenarnya dari alam semesta kita. Tokoh utama dalam perdebatan besar astronomi ini adalah Heber Curtis dan Harlow Shapley. Menariknya, keduanya sempat bertemu di kereta menuju Washington D.C. sebelum perdebatan dimulai. Namun, karena khawatir strategi masing-masing akan bocor, mereka hanya bertegur sapa dengan canggung sebelum kembali ke kursi masing-masing. Pasti situasinya sangat canggung.
Banyak astronom dan wartawan berkumpul dengan harapan menyaksikan perdebatan yang sengit. Namun, keduanya adalah sosok pria yang budiman, sehingga diskusi berlangsung sangat sopan dan damai. Selain itu, tidak ada bukti kuat yang diajukan untuk mendukung klaim masing-masing. Ibarat pesta yang digembar-gemborkan namun tidak menyajikan makanan, pertengkaran mulut kedua astronom yang menyedot perhatian semua orang tersebut berakhir dengan cara yang membosankan, bertentangan dengan ekspektasi. Faktanya, perdebatan besar astronomi ini lebih bermakna karena menempatkan debat mengenai ukuran alam semesta ke panggung utama dunia astronomi, alih-alih pada perdebatan sengit di lokasi.
Lebih dari 100 tahun telah berlalu sejak perdebatan besar tersebut. Baru-baru ini, pertarungan baru dimulai dengan dua astronom saling melontarkan makalah secara sengit. Berbeda dengan perdebatan tahun 1920 yang berakhir membosankan, perdebatan kali ini cukup intens. Tokoh utama perdebatan astronomi abad ke-21 ini adalah astronom Universitas Johns Hopkins, Adam Riess, dan astronom Universitas Chicago, Wendy Freedman. Adam Riess adalah tokoh yang memenangkan Hadiah Nobel Fisika pada tahun 2011 bersama Brian Schmidt dan Saul Perlmutter atas kontribusi mereka dalam mengonfirmasi percepatan ekspansi alam semesta melalui pengamatan supernova dan mengajukan kemungkinan adanya energi gelap.
Baru-baru ini, Riess dan Freedman terlibat dalam perdebatan sengit mengenai laju ekspansi alam semesta dengan memanfaatkan data galaksi yang diamati oleh James Webb. Riess, yang sebelumnya membangun paradigma baru tentang percepatan ekspansi alam semesta melalui pengamatan supernova, berpendapat bahwa tidak ada masalah dengan nilai jarak ke galaksi-galaksi yang telah kita estimasi selama ini. Sebaliknya, Freedman mengajukan masalah melalui penelitian yang dilakukan secara rahasia dengan rekan-rekannya, bahwa tampaknya ada kesalahan serius dan umum dalam estimasi jarak ke galaksi-galaksi tersebut. Topik perdebatan ini mungkin tampak sepele, namun sama sekali tidak. Tergantung siapa yang benar, masa depan dan nasib alam semesta, serta nasib astronomi modern, bisa mengarah ke arah yang sangat berbeda.
Untuk memahami latar belakang mengapa kedua astronom ini berdebat begitu sengit, kita perlu memahami teka-teki paling sulit dan tak terpecahkan dalam astronomi modern, yaitu 'Hubble Tension'. Secara sederhana, Hubble Tension adalah masalah di mana laju ekspansi alam semesta berbeda tergantung pada metode pengamatan yang digunakan.
Cara untuk menentukan laju ekspansi alam semesta sebenarnya sangat beragam. Di antaranya, ada dua metode yang menjadi inti dari Hubble Tension. Yang pertama adalah metode pengamatan latar belakang radiasi kosmik (Cosmic Microwave Background/CMB), yang merupakan jejak yang tersisa saat alam semesta yang panas dan padat tepat setelah Big Bang mulai berekspansi secara merata dan menyebarkan kehangatan ke seluruh penjuru alam semesta. Saat alam semesta awal mendingin, perbedaan densitas yang sangat kecil muncul secara acak di seluruh alam semesta. Perbedaan densitas itulah yang meninggalkan perbedaan kecil pada distribusi suhu latar belakang radiasi kosmik yang diamati hari ini. Ini disebut sebagai fluktuasi suhu atau fluktuasi densitas. Jika kita secara statistik mengonfirmasi bagaimana fluktuasi kecil ini terdistribusi, kita dapat menyimpulkan rasio materi gelap dan energi gelap yang menyusun alam semesta, serta mengetahui laju ekspansi alam semesta.
Masalah dari metode ini adalah estimasinya sedikit berbeda tergantung pada model kosmologi yang diterapkan. Namun, karena metode ini menganalisis jejak yang tersisa di seluruh alam semesta saat mendingin tepat setelah Big Bang, metode ini dianggap sebagai cara untuk mengetahui langsung laju ekspansi seluruh alam semesta.
Metode kedua adalah menentukan laju ekspansi alam semesta dengan membandingkan secara langsung jarak galaksi dan kecepatan mundur (receding velocity) masing-masing galaksi yang menjauh dari kita. Ini adalah metode paling tradisional yang telah digunakan sejak pengamatan Edwin Hubble dahulu. Ini juga merupakan metode yang diyakini teguh oleh banyak astronom dapat menentukan laju ekspansi alam semesta secara langsung.
Namun, ada masalah di sini. Kecepatan mundur galaksi yang menjauh dari kita sebenarnya bisa diketahui cukup langsung. Kita hanya perlu memeriksa pergeseran merah (redshift), yaitu sejauh mana spektrum cahaya galaksi yang diamati bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih panjang. Masalahnya muncul saat menentukan jarak galaksi.
Jika itu adalah bintang yang sangat dekat di dalam Bima Sakti, kita bisa mengukur jaraknya melalui paralaks yang diamati akibat gerakan revolusi Bumi mengelilingi Matahari. Paralaks menggunakan matematika sederhana yang disebut trigonometri. Ini adalah metode yang sangat baik untuk mengetahui jarak bintang secara akurat secara matematis. Namun, jika jaraknya terlalu jauh, paralaks tidak lagi berguna. Sebelum meninggalkan Bima Sakti saja, paralaks sudah tidak berguna. Oleh karena itu, para astronom harus memikirkan metode lain untuk mengukur jarak ke galaksi lain yang jauh.
Bagaimana cara mengetahui jarak ke galaksi yang jauh? Sebenarnya prinsip dasarnya sangat sederhana. Kita perlu mengetahui kecerahan asli benda langit yang terlihat jauh, lalu menjadikannya standar untuk dibandingkan dengan kecerahan tampak yang terlihat di langit. Dengan begitu, kita bisa mengetahui seberapa jauh benda yang sebenarnya sangat terang itu berada hingga terlihat begitu redup di langit. Saat ini, kunci pengukuran jarak dalam astronomi galaksi bergantung pada apakah kita bisa mengetahui kecerahan asli benda tersebut secara terpisah dengan cara lain, meski kita tidak tahu jaraknya.
Benda langit yang menjadi indikator untuk mengetahui jaraknya dengan mengetahui kecerahan aslinya secara terpisah disebut sebagai 'lilin standar' (standard candle) dalam astronomi. Konsepnya adalah karena kita mengetahui kecerahan asli lilin itu sendiri, kita dapat mengetahui jarak ke lilin tersebut melalui kecerahan tampak lilin yang terlihat redup di langit.
Lilin standar yang paling representatif adalah bintang variabel Cepheid yang diteliti oleh astronom Henrietta Leavitt, dan supernova Tipe Ia yang diketahui meledak saat katai putih mencuri materi dari bintang tetangga atau bertabrakan dengan katai putih lain. Leavitt menemukan bahwa periode perubahan kecerahan bintang variabel Cepheid berbanding lurus dengan kecerahan asli bintang tersebut melalui penelitian terhadap bintang variabel di Awan Magellan. Dengan memanfaatkan hubungan ini, kita bisa mengetahui kecerahan asli hanya dengan melihat periode perubahan bintang variabel Cepheid yang kecerahannya berubah secara teratur di langit, dan dengan demikian bisa mengetahui jaraknya.
Dalam kasus supernova Tipe Ia, ini didasarkan pada asumsi yang agak ekstrem. Diketahui bahwa katai putih tidak akan mampu menahan kondisi tidak stabil dan akan meledak seketika saat melampaui batas massa 1,4 kali massa Matahari. Seberapa besar energi yang dikeluarkan bintang pada akhirnya bergantung pada massa bintang tersebut. Jika semua supernova Tipe Ia meledak saat melampaui batas massa yang sama, kita bisa berharap bahwa kecerahan semua supernova Tipe Ia saat meledak paling terang akan kurang lebih sama. Berdasarkan harapan semacam ini, supernova Tipe Ia diterima sebagai lilin standar yang memberi tahu kita jarak ke alam semesta yang sangat jauh.
Masalahnya adalah laju ekspansi alam semesta yang diperoleh dari latar belakang radiasi kosmik berbeda dengan laju ekspansi alam semesta yang diperoleh dengan mengukur jarak galaksi secara langsung melalui bintang variabel Cepheid dan supernova Tipe Ia, lalu membandingkannya langsung dengan kecepatan mundur galaksi. Hasil yang diperoleh dari latar belakang radiasi kosmik adalah sekitar 63 km/s/Mpc. Di sisi lain, hasil yang diperoleh langsung dari fenomena mundurnya galaksi adalah sekitar 73 km/s/Mpc. Menariknya, laju ekspansi alam semesta yang dirasakan dari mundurnya galaksi lebih cepat daripada laju ekspansi yang dirasakan melalui pendinginan panas seluruh alam semesta. Selain itu, seiring dengan semakin canggihnya metode pengamatan masing-masing, kesalahan masing-masing semakin kecil, namun kesenjangan antara kedua metode tersebut semakin melebar. Ini adalah situasi sulit di mana laju ekspansi yang diperoleh dengan dua metode saat memandang alam semesta yang sama menjadi sangat berbeda.
Pada akhirnya, situasi ini menimbulkan pertanyaan: Apakah kedua metode tersebut sebenarnya memandang alam semesta yang sama? Masalah rumit ini disebut Hubble Tension.
Untuk memecahkan Hubble Tension, sampai baru-baru ini banyak astronom mencurigai apakah ada sedikit kesalahpahaman tentang ekspansi alam semesta yang disimpulkan dari fenomena mundurnya galaksi. Karena metode ini menentukan laju ekspansi alam semesta dengan melihat pergerakan galaksi, pengaruh pergerakan individu galaksi tetangga yang saling tarik-menarik tidak bisa diabaikan, selain efek ekspansi seluruh alam semesta. Jika kita kebetulan hidup di ruang kosong seperti void (ruang hampa) di mana densitas galaksi sekitar sangat jarang, galaksi sekitar mungkin terlihat tersebar ke segala arah dengan kecepatan yang lebih cepat daripada laju ekspansi rata-rata seluruh alam semesta. Namun, hasil pengamatan hingga saat ini belum menemukan bukti nyata adanya void raksasa di sekitar Bima Sakti kita.
Melihat hal ini, Freedman berpikir perlu untuk melihat kembali situasinya secara sangat objektif. Sebenarnya jika kita mundur selangkah dan memikirkannya secara ketat, selama ini ada premis umum yang mendasari cara kita mengukur skala alam semesta dan jarak dari galaksi dekat hingga galaksi jauh. Premisnya adalah karakteristik alam semesta yang dikonfirmasi di alam semesta yang relatif dekat juga berlaku sama di alam semesta yang jauh. Ini bisa dibilang sebagai semacam kepercayaan. Contohnya, Leavitt menemukan hukum yang konsisten di antara bintang variabel Cepheid dengan jarak ratusan ribu tahun cahaya yang tidak terlalu jauh. Setelah itu, para astronom menggunakan hukum yang ditemukan Leavitt itu untuk digunakan sebagai standar mengukur jarak ke galaksi yang jauh jutaan, puluhan juta, dan ratusan juta tahun cahaya.
Begitu pula dengan karakteristik bahwa supernova Tipe Ia akan selalu meledak paling terang pada kecerahan yang mirip, hanyalah hasil yang dikonfirmasi di alam semesta yang relatif dekat. Para astronom menganggap karakteristik itu akan berlaku sama di alam semesta yang jauh dan telah menggunakannya untuk mengukur jarak alam semesta.
Para astronom mulai dari bintang yang relatif dekat dan jaraknya bisa diketahui secara akurat, lalu perlahan mengukur jarak ke bintang yang lebih jauh sambil menyesuaikan skala cara pengukuran jarak. Misalnya seperti ini. Di antara bintang-bintang yang jaraknya bisa diketahui secara akurat dengan menggunakan metode paralaks trigonometri, ternyata ada bintang variabel Cepheid juga. Bintang-bintang ini bisa diketahui jarak akuratnya tanpa harus menggunakan hukum Leavitt. Melalui ini, kita bisa mengetahui kecerahan asli bintang variabel secara akurat, dan hubungan bintang variabel Cepheid yang ditemukan Leavitt bisa dikalibrasi dengan lebih presisi.
Filosofi cara mengukur jarak ke alam semesta yang lebih jauh langkah demi langkah seperti ini disebut 'tangga jarak' (distance ladder) dalam astronomi. Artinya mengukur jarak ke alam semesta yang lebih jauh dengan melangkah satu per satu secara berurutan. Bisa dibilang ini adalah filosofi paling mendasar dalam mengukur skala alam semesta dalam astronomi modern.
Namun, Freedman meragukan tangga ini. Apakah setiap anak tangga yang diinjak satu per satu selama ini benar-benar sempurna? Jika satu saja anak tangga di tengah meleset, kita akan sampai di tujuan yang salah. Penelitian Freedman yang baru saja dipublikasikan tampaknya memiliki kemungkinan itu. (Cerita selanjutnya di kolom berikutnya.)
Siapa penulis Ji Woong-bae? Ia mencintai kucing dan alam semesta. Sejak kecil, setelah menonton 'Galaxy Express 999', ia bermimpi untuk menyebarkan keindahan alam semesta. Saat ini, ia meneliti evolusi galaksi melalui interaksi galaksi di Pusat Penelitian Evolusi Galaksi Universitas Yonsei dan Laboratorium Kosmologi Dekat, serta melakukan berbagai kegiatan komunikasi sains seperti ceramah dan penulisan. Ia menulis buku seperti 'Observatorium yang Bersosialisasi', 'Memikirkan Alam Semesta Sepanjang Hari', dan 'Bintang, Sains Cahaya'.