Language
Country/Area
No result found
Zaman Transparansi Alam Semesta: Apa Rahasia Periode Rekombinasi?
Di alam semesta yang dapat diamati, latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) adalah radiasi gelombang mikro yang ada di mana-mana yang mengisi seluruh ruang yang dapat diamati. Ruang latar antara galaksi dan bintang yang diamati oleh teleskop optik biasa hampir sepenuhnya gelap, tetapi jika kita menggunakan teleskop radio yang cukup sensitif, kita dapat mendeteksi cahaya latar belakang redup yang tidak terkait dengan bintang, galaksi, atau objek lain mana pun. Cahaya redup ini paling intens di wilayah gelombang mikro spektrum elektromagnetik.
Pada tahun 1965, penemuan yang tidak disengaja oleh astronom radio Amerika Arno Penzias dan Robert Wilson sangat penting, menandai berakhirnya karya para ilmuwan pada tahun 1940-an. Munculnya radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik menjadi bukti tonggak sejarah bagi teori Big Bang. Dalam model Big Bang alam semesta, alam semesta awal dipenuhi dengan plasma partikel subatomik yang padat dan panas. Saat alam semesta mengembang, plasma ini mendingin dan proton serta elektron bergabung untuk membentuk atom netral, sebagian besar hidrogen. Atom-atom ini tidak dapat menyebarkan radiasi termal melalui hamburan Thomson, sehingga alam semesta menjadi transparan.
Dikombinasikan dengan peristiwa decoupling pada zaman ini, foton dibebaskan untuk bergerak bebas melalui ruang angkasa. Namun, saat Alam Semesta mengembang, energi foton-foton ini berkurang karena pergeseran merah yang disebabkan oleh ekspansi alam semesta.
Ini disebut "permukaan hamburan terakhir" dan merupakan rentang jarak yang tepat di mana foton dapat diterima yang awalnya dipancarkan selama decoupling. Meskipun CMB secara kasar seragam, ia tidak sepenuhnya mulus dan menunjukkan sedikit anisotropi. Eksperimen berbasis darat dan ruang angkasa seperti COBE, WMAP, dan Planck telah digunakan untuk mengukur ketidakhomogenan suhu ini.
Struktur anisotropik ditentukan oleh berbagai interaksi antara materi dan foton pada titik decoupling, membentuk pola karakteristik tonjolan dan tonjolan yang bervariasi dengan skala sudut.
Distribusi anisotropik CMB memiliki komponen frekuensi grid yang dapat direpresentasikan oleh spektrum daya yang menunjukkan serangkaian puncak dan lembah. Puncak spektrum ini membawa informasi utama tentang sifat fisik alam semesta awal: puncak pertama menentukan kelengkungan keseluruhan alam semesta, sedangkan puncak kedua dan ketiga merinci kepadatan materi normal dan yang disebut materi gelap.
Dapat menjadi tantangan untuk mengekstrak detail dari data CMB karena radiasi dimodifikasi oleh fitur latar depan seperti gugus galaksi.
Karakteristik Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik
Radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik adalah emisi seragam energi termal benda hitam dari segala arah, dengan intensitas yang diukur dalam Kelvin (K). Spektrum benda hitam panas CMB paling jelas didefinisikan pada suhu 2,72548±0,00057 K. Perubahan intEnsitas dinyatakan sebagai perubahan suhu, dan suhu benda hitam dapat secara unik menggambarkan intensitas radiasi pada semua panjang gelombang. Suhu kecerahan yang diukur pada panjang gelombang apa pun dapat diubah menjadi suhu benda hitam.
Radiasi CMB sangat seragam di seluruh langit, dengan sedikit struktur dibandingkan dengan gumpalan materi di bintang atau galaksi. Radiasinya isotropik ke segala arah hingga sekitar 1 bagian dalam 25.000.
Meskipun anisotropi CMB sangat kecil, banyak aspeknya dapat diukur dengan presisi tinggi, dan pengukuran ini sangat penting untuk teori kosmologi. Selain anisotropi suhu, CMB harus memiliki variasi sudut dalam polarisasi. Arah polarisasi di setiap arah langit dijelaskan oleh polarisasi mode-E dan mode-B. Intensitas sinyal mode-E 10 kali lebih kecil daripada anisotropi suhu. Ini berfungsi sebagai pelengkap data suhu dan berkorelasi dengan data tersebut.
Sinyal B-mode lebih lemah tetapi mungkin berisi data kosmologi tambahan, dan asal usul anisotropi juga terkait dengan fisika polarisasi.
CMB juga diharapkan menunjukkan distorsi spektral kecil dalam spektrum yang menyimpang dari hukum benda hitam. Ini juga merupakan salah satu fokus penelitian aktif saat ini, dan para peneliti berharap untuk mengukurnya untuk pertama kalinya dalam beberapa dekade mendatang karena mengandung informasi yang kaya tentang alam semesta purba dan pembentukan struktur selanjutnya.
Menurut Chuck dalam Hubble V4 Dengan rasio ukuran 400 banding 1, CMB berisi sebagian besar foton di Alam Semesta, dengan kepadatan jumlah satu miliar kali lipat dari materi di Alam Semesta. Ini berarti bahwa tanpa perluasan Alam Semesta untuk mendinginkan CMB, langit malam akan seterang Matahari.
Dari perspektif sejarah
Keberadaan latar belakang gelombang mikro kosmik telah diprediksi dan dieksplorasi oleh para ilmuwan awal. Pada tahun 1931, Georges Lemaître berspekulasi bahwa sisa-sisa alam semesta awal dapat diamati dalam bentuk radiasi; dan pada tahun 1948, Ralph Alph dan Robert Hermann selanjutnya memprediksi keberadaan latar belakang gelombang mikro kosmik dan memperkirakan suhunya sekitar 5 Kelvin. Meskipun ada sedikit penyimpangan, landasan teoritis telah terbentuk.
Deteksi positif pertama latar belakang gelombang mikro kosmik terjadi pada tahun 1964, ketika para ilmuwan dari Universitas Princeton mulai membangun instrumen untuk mengukur latar belakang gelombang mikro kosmik, dan kemudian pada tahun 1964, Arno Penzias dan Robert Wilson secara tidak sengaja menemukan keberadaan latar belakang gelombang mikro di Bell Labs.
Pada tahun 1965, penemuan ini tidak hanya menunjukkan keberadaan latar belakang gelombang mikro, tetapi juga menjadi terobosan besar dalam bidang kosmologi, yang mengonfirmasi model Big Bang.
