Partikel Dasar dan Tahap Pembentukan Atom

Alam semesta ini pada hakikatnya merupakan kumpulan atom-atom. Suatu atom tersusun dari inti atom, yaitu proton-neutron dan elektron-elektron (partikel bermuatan negatif yang mengeliligi inti atom). Pada awalnya, proton dan neutron dianggap merupakan partikel dasar, namun eksperimen-ekseperimen yang melibatkan tumbukan antar proton atau proton dengan elektron dengan kecepatan tinggi menunjukkan bahwa partikel-partikel tersebut tersusun dari partikelpartikel yang lebih kecil. Partikel-partikel tersebut disebut Quark oleh fisikawan dari Institut Teknologi California bernama Murray Gell Mann yang memenangkan hadiah nobel pada tahun 1969. Quark memiliki ukuran yang sangat menakjubakan, yaitu 10-18 (0,000000000000000001) meter. Ada beberapa jenis quark, dan dipercaya terdapat paling sedikit enam flavor (ciri), yang disebut up (naik), down (turun), stange, charmed (senang), bottom (bawah), dan top (atas). Setiap Flavor terdiri dari tiga warna, yakni merah, hijau dan biru. Perlu ditekankan bahwa istilah-istilah seperti flavor dan khususnya warna hanya merupakan label atau pengenal saja. Quark jauh lebih kecil dari panjang gelombang cahaya tampak sehingga tidak akan memiliki warna dalam keadaan yang sebenarnya. Proton dan neutron terdiri dari tiga quark dengan warna yang berbeda. Proton terdiri atas dua quark up dan satu quark down, sedangkan neutron tersusun dari dua quark down dan satu quark up. Sementara elektron adalah partikel-partikel kecil, berukuran hampir seperdua ribu ukuran neutron dan proton. Sebuah atom mempunyai jumlah elektron dan proton yang sama dan setiap elektron bermuatan negatif yang setara dengan muatan posistif yang dikandung tiap proton. Total muatan positif pada inti dan total muatan negatif pada elektron saling meniadakan dan atom menjadi netral. Partikel-partikel ini tidak bekerja sendiri, akan tetapi ia bekerja dengan berinterksi dengan partikel pembawa forsa atau gaya yang dikelompokkan menjadi empat gaya menurut gaya yang terbawa, yaitu, gaya gravitas, gaya elektromagnetik, gaya nuklir lemah, dan yang terakhir gaya nuklir kuat (mengenai keempat gaya ini akan dijelaskan lebih lanjut pada pembahasan berikutnya dengan lebih rinci). Untuk menguraikan proton dan neutron menjadi quark-quark, diperlukan energi satu milyar eV, yang setara dengan suhu 1013 K (sepuluh triliun derajat), yaitu suhu alam semesta ketika berusia 10-6 detik (sepersejuta detik sesudah waktu Nol). Jadi proton dan neutron baru tercipta ketika alam semesta berusia 10-6 detik. Sebelum itu, alam semesta hanya berupa kumpulan quark-quark dan leptonlepton. Yang dimaksudkan dengan lepton adalah partikel-partikel yang sangat ringan (massa sangat kecil), yaitu elektron beserta “saudara saudaranya”. Perbedaan utama antara quark dan lepton adalah jenis interaksi yang bekerja pada mereka. Quark mengalami interaksi gaya kuat dan gaya lemah, lepton hanya mengalami interaksi gaya lemah dan tidak mengalami interaksi gaya kuat. Lalu bagaimana partikel-partikel dasar ini akan membentuk atom? Suhu rata rata alam semesta sekarang adalah tiga derajat Kelvin. Di masa silam, suhu alam semesta rata-rata bersuhu 104 K pada saat 500.000 tahun sesudah waktu Nol. Jadi, atom baru tercipta ketika alam semesta berusia sekitar 500.000 tahun. Sebelum itu, alam semesta merupakan kumpulan-kumpulan inti atom dan elektron elektron, yang belum mampu bergabung membentuk atom, sebab suhu masih terlalu tinggi. Untuk lebih jelasnya bagaimana tahapan dan proses partikel-partikel dasar di atas berinteraksi hingga atom itu terbentuk, penulis akan mencoba menjelaskannya sebagai berikut. Pada waktu Big Bang, alam semesta dianggap memiliki ukuran nol dan dalam keadaan panas tak hingga. Namun dengan pengembangan alam semesta maka suhu radiasi berkurang. Satu detik setelah Big Bang suhu turun sekitar sepuluh milyar derajat. Pada saat itu semesta didominasi oleh foton, elektron dan neutrino dan anti partikelnya serta proton dan neutron. Ketika alam semesta terus memuai dan temperatur terus menurun, laju terciptanya pasangan elekton-positron akan turun di bawah laju annihilasinya, sehingga banyak elektron dan positron akan saling memusnahkan untuk menghasilkan lebih banyak foton, dan hanya sedikit elektron. Sedangkan neutrino dan anti neutrino tidak saling memusnahkan karena partikel-partikel ini hanya berinteraksi sangat lemah terhadap dirinya sendiri maupun partikel jenis lain, sehingga mereka tetap ada di sekitar kita sampai saat ini. Namun partikel ini tidak dapat diamati karena saat ini energinya terlalu rendah dan bisa jadi partikel inilah yang membentuk ”materi gelap”, yang dengan sebab tarikan gravitasinya bisa menghentikan pemuaian alam semesta. Kira-kira seratus detik setelah Big Bang, suhu alam semesta akan turun menjadi satu milyar derajat. Pada suhu tersebut proton dan neutron tidak lagi memiliki suhu yang cukup untuk lolos dari tarikan gaya nuklir kuat, dan mulai tergabung membentuk inti atom deuterium yang berisi satu proton dan satu neutron. Kemudian inti deuterium akan tergabung dengan lebih banyak proton dan neutron membentuk inti atom helium yang terdiri dari dua proton dan dua neutron, dan juga sejumlah kecil unsur yang lebih berat yakni litium dan berilium. Sekitar beberapa jam setelah Big Bang, produksi helium dan unsur-unsur lain telah terhenti. Dan setelah itu untuk jutaan tahun berikutnya atau lebih, alam semesta hanya terus mengembang tanpa kejadian yang penting. Namun begitu suhu berkurang menjadi beberapa ribu derajat, elektron dan inti atom tidak lagi memiliki energi yang cukup untuk mengatasi tarikan elektromagnetik antar mereka, sehingga mulai membentuk atom (atom baru tercipta ketika alam semesta berusia sekitar 500.000 tahun). Alam semesta secara keseluruhan akan terus mengembang dan mendingin, namun dalam daerah-daerah yang memiliki rapat sedikit lebih tinggi dari rata-rata, pengembangan akan terpelankan oleh tarikan gravitasi ekstra. Ini bahkan akan menghentikan pengembangan dalam beberapa daerah dan menyebabkan terjadinya keruntuhan kembali. Seiring dengan keruntuhan itu, tarikan gravitas materi di luar daerah itu membuatnya mulai berotasi dengan lambat. Bila daerah runtuh menjadi lebih kecil, daerah tersebut akan berputar cukup cepat untuk mengimbangi tarikan gravitasinya, dan dengan cara inilah galaksi-galakasi berotasi serupa cakram dilahirkan. Daerah-daerah lain yang tidak berotasi akan menjadi objek berbentuk oval yang disebut galaksi elips. Daerah seperti ini akan berhenti runtuh karena bagian-bagian galaksi individual akan berotasi dengan stabil mengelilingi porosnya, namun secara keseluruhan galaksi ini tidak berotasi sama sekali. Kemudian gas hidrogen dan helium dalam galaksi-galaksi itu akan pecah menjadi awan-awan kecil yang akan runtuh karena gravitasinya sendiri. Ketika mengerut, atom-atom di dalam awan itu akan saling menumbuk satu sama lain sehingga suhu dalam gas akan naik sampai awan tersebut cukup panas bagi dimulainya reaksi fusi (paduan) nuklir. Reaksi ini akan mengubah hidrogen menjadi lebih banyak helium, dan panas yang dilepaskan akan menaikkan tekanan, dan menghentikan pengerutan awan lebih jauh. Awan-awan itu akan tetap stabil dalam keadaan seperti ini untuk waktu yang lama seperti matahari yang membakar hidrogen menjadi helium dan meradiasikan energi yang dihasilkan sebagai cahaya dan panas. Bintang-bintang yang lebih masif harus lebih panas untuk dapat mengimbangi tarikan gravitasinya yang lebih kuat, dan membuat reaksi fusi nuklir berlangsung jauh lebih cepat sehingga akan menghabiskan bahan bakar hidrogennya dalam tempo hanya seratus juta tahun. Setelah itu bintang ini akan sedikit mengerut, temperatur meningkat, dan mulai mengubah helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat seperti karbon dan oksigen. Reaksi ini tidak cukup banyak menghasilkan energi, sehingga terjadilah krisis energi. Yang terjadi kemudian tidak begitu jelas, namun tampaknya bagian inti bintang ini akan runtuh menuju ke keadaan dengan tingkat kerapatan yang sangat tinggi, seperti bintang neutron atau lubang hitam. Bagian luarnya kadang kadang akan terlempar dengan ledakan sangat dahsyat yang disebut sebagai supernova. Matahari kita mengandung sekitar dua persen unsur berat karena matahari kita merupakan bintang generasi kedua atau ketiga yang terbentuk sekitar lima milyar tahun yang lalu dari suatu awan gas yang berotasi dari sisa ledakan supernova. Mayoritas gas dalam awan itu akan membentuk matahari atau terlempar ke luar, namun sejumlah kecil unsur berat mengumpul dan membentuk benda-benda yang saat ini mengorbit matahari sebagai planet seperti bumi kita ini. Mula-mula bumi sangat panas dan tidak memiliki atmosfer. Dengan mengalirnya waktu, bumi mendingin dan memperoleh atmosfer berupa gas yang berasal dari batuan. Atmosfer ini tidak seperti atmosfer sekarang. Tidak ada oksigen, tetapi banyak gas lain yang bersifat racun bagi kita, seperti hidrogen sulfida (gas yang berbau telur busuk).

Model Alam Semesta (Bagian 2)

Model Big Bang

Penemuan Edwin Hubble pada tahun 1929 , yang menyatakan bahwa garis spektrum cahaya dari galaksi-galaksi di luar Bima Sakti bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih besar atau mengalami geseran merah―berdasarkan Efek Dopler, merupakan sebuah penemuan yang sangat menakjubkan. Penemuan yang sebelumnya talah diprediksikan Friedman dan George Lemaître ini mempunyai konsekwensi: jika alam semesta bergerak mundur jauh ke masa lampau, maka ia tentu jauh lebih rapat daripada sekarang. Jarak antar galaksi pada saat itu pastilah nol. Maka pada tahun 1946, George Gamow dari Universitas George Washington, dengan dibantu Ralph Alpher dari Universitas Johns Hopkins dan Hans Bethe dari Universitas Cornell, menyusun hipotesis: pada mulanya seluruh isi alam semesta ini berpadu dalam tingkat kepadatan yang tidak terhingga (infinite density), lalu dengan proses dentuman besar (Big Bang) maka terciptalah alam semesta ini. Inilah ”Hipotesis Alpha-Betha-Gamma”, diambil dari nama Alpher, Bethe dan Gamow. Mereka juga memprediksikan bahwa radiasi dalam bentuk foton dari tahap dini alam semesta yang sangat panas haruslah masih berkeliaran hingga saat sekarang, namun temperaturnya telah mengalami penurunan yang drastis dan hanya menjadi beberapa derajat nol mutlak (-2730C).

Pada tahun 1964 M, James Peebles dan Robert Dicke dari Universitas Princeton memprediksi hal yang serupa, bahwa jika benar alam semesta tercipta melalui proses Big Bang, tentu sisa radiasi dentuman besar itu masih bisa diamati sampai sekarang. Dan menurut perhitungan mereka, sisa radiasi itu setara dengan suhu sekitar tiga sampai lima derajat Kelvin. Setahun kemudian, Arno Penzias dan Robert Wilson dari Bell Telephone Laboratories di New Jersey, berhasil menangkap sisa radiasi Big Bang itu dengan antena yang supersensitif dengan tanpa sengaja. Radiasi ini tersebar secara seragam di segala penjuru jagat raya pada tingkat sekitar tiga derajat Kelvin. Untuk membuktikan keberadaan radiasi ini, maka pada tahun 1989 M, NASA mengirimkan satelit Cosmic Background Explorer (COBE) ke ruang angkasa. Hanya memerlukan 8 menit bagi COBE untuk membuktikan perhitungan Penzias dan Wilson. COBE telah menemukan radiasi yang merupakan sisa dari peristiwa dentuman besar pada waktu terciptanya alam semesta di masa silam, yang disebut sebagai “Radiasi Latar Belakang Kosmis”. Radiasi ini diprakirakan dapat terlacak pada temperatur yang sangat rendah, yaitu antara -2680 C sampai -2230 C.

Sedangkan prediksi Alpher, Bethe dan Gamow mengenai tahap dini alam semesta agak kurang tepat, sebab ketika makalah mereka ditulis, penjelasan mengenai reaksi nuklir proton dan neutron belum banyak diketahui. Dan saat ini telah diadakan perhitungan berdasar pengetahuan yang lebih baik dan sekarang sangat cocok dengan hasil pengamatan.

Kejadian-kejadian yang mungkin didefinisikan oleh para ahli fisika di mulai pada 10-43 detik, yang merupakan unit waktu terkecil. Pada tahap ini disebut era Planck. Tahap pemuaian ini menunjukkan bahwa perilaku alam semesta ditentukan oleh efek kuantum, dengan temperatur lebih dari 1032 K. Dalam era Planck yaitu kurun pertama terciptanya alam semesta kelihatannya gravitasi dikuantisasi dan masih bergabung dengan gaya lainnya yang terdapat dalam alam semesta. Jadi nampaknya Cuma ada satu gaya alam dengan empat komponen. Salah satu fenomena utama kuantum mekanika pada era Planck ialah penciptaan partikel yang berpasang-pasangan.

Setelah alam semesta menempuh era Planck, maka ia memasuki era yang kedua, yang disebut era Hadron yang lamanya t = 10-43 detik sampai t = 7 x 10-5 detik. Dalam era Hadron, jika temperatur lebih dari 1.6 x 10-12 K banyak terbentuk meson dan anti meson. Nukleon (yaitu proton dan neutron) banyak terbentuk bila temperatur lebih dari 1013 K. Pada t = 10-35 detik masih ada satu gaya, tetapi pada t = 10-12 detik sudah lahir gaya electroweak, yaitu gabungan gaya elektromagnetik dan gaya lemah nuklir.

Selanjutnya, alam semesta memasuki era Lepton, yaitu suatu kurun waktu dari t = 7 x 10-5 detik (temperatur 1.6 x 1012 K) hingga t = 5 detik (temperatur 6 x 109 K).

Era keempat dari alam semesta disebut era radiasi, berlangsung dari t = 5 detik sampai t = 5 x 105 tahun (temperatur menurun dari 6 x 109 K menjadi 4 x 103 K). Dalam era ini proses radiasi masih dominan daripada pembentukan materi, masih lebih banyak photon. Dalam era radiasi ini terjadi fenomena penting sejak dari t = 10 detik sampai t = 3 min 45 detik (temperatur T = 0.9 x 109 K), yaitu proses nucleosynthesis dari unsur-unsur ringan seperti deuteriumdan helium. Ketika suhu mencapai 1010 K proton dan netron mulai mampu bergabung membentuk inti atom.

Era kelima (era materi pertama) yang berlangsung dari t = 7 x 105 sampai t = 3 x 108 tahun ialah era pembentukan protogalaxy dan protocluster oleh mekanisme: 1) ketidakstabilan gravitasi, dan 2) turbulans yang berasal dari alam semesta tatkala masih awal.

Era keenam, yaitu keruntuhan protogalaksi untuk membentuk galaksi galaksi seperti yang diamati dewasa ini (t = 3 x 108 tahun sampai sekarang). Pembentukan galaksi dari protogalaksi didasarkan atas peristiwa runtuhnya protogalaksi. Dalam peristiwa ini materi dari protogalaksi (bintang bintang atau gas) bergerak dengan kecepatan tinggi menuju ke suatu pusat, tanpa ada gaya yang melawannnya. “Waktu runtuh” sama dengan waktu jatuh bebas dari materi di dalam galaksi. Jadi ada dua skenario yang melukiskan runtuhnya protogalaksi untuk membentuk galaksi. Skenario pertama terjadi jika protogalaksi adalah gas, skenario kedua terjadi jika protogalaksi adalah bintang.

Dengan demikian, ada enam era di mana alam semesta terbentuk, dimulai dari ledakan itu terjadi hingga sekarang yang terus memuai. Lalu kapankah kira kira peristiwa dentuman besar itu terjadi? Berapakah usia alam semesta sekarang ini? Untuk menjawab pertanyaan ini, kita perlu berkenalan dengan apa yang disebut Tetapan Hubble (H), yaitu kecepatan galaksi galaksi saling menjauh, yang kini disepakati angkanya oleh para ilmuwan: 54 kilometer per detik per megaparsec. Satu megaparsec adalah 3,26 juta tahun cahaya. Artinya galaksi galaksi dengan jarak 3,26 juta tahun cahaya saling menjauh dengan kecepatan 54 km/detik. Oleh karena kecepatan cahaya adalah 300.000 km/detik, dan waktu adalah jarak dibagi kecepatan (jika Anda mengendarai mobil sejauh 300 km dengan kecepatan 60 km/jam, waktu yang Anda perlukan adalah 5 jam), maka usia alam semesta sekarang adalah 3,26 x 106 x 3 x 105 dibagi 54, yaitu 1,81 x 1010 tahun atau sekitar 18 milyar tahun.

Pada artikel selanjutnya akan dibahas keenam era pembentukan alam semesta tersebut. Sampai jumpa di postingan berikutnya.