Teori Sains

Teori Sains Astronomi Hubble bubble

Teori Sains Astronomi Hubble bubble, Dalam astronomi, gelembung Hubble akan menjadi “penyimpangan dari nilai lokal konstanta Hubble dari nilai rata-rata globalnya,” atau, lebih teknisnya, “sebuah monopole lokal dalam bidang kecepatan yang khas, mungkin disebabkan oleh kekosongan lokal. dalam kerapatan massa. “

Konstanta Hubble, dinamai menurut astronom Edwin Hubble, yang karyanya menjelaskan perluasan alam semesta, mengukur laju terjadinya ekspansi. Sesuai dengan prinsip Copernican bahwa Bumi tidak berada pada posisi pusat, yang secara khusus disukai, orang akan berharap bahwa mengukur konstanta ini pada titik mana pun di alam semesta akan menghasilkan nilai yang sama.

Sebaliknya, jika Bumi berada pada atau di dekat pusat wilayah dengan kepadatan sangat rendah di ruang antarbintang (relatif kosong), materi yang lebih padat dalam cangkang di sekitarnya akan menarik material menjauh dari titik tengah dengan kuat.

Jadi, bintang-bintang di dalam “gelembung Hubble” seperti itu akan berakselerasi menjauh dari Bumi jauh lebih cepat daripada ekspansi umum alam semesta. Situasi ini akan memberikan alternatif energi gelap dalam menjelaskan alam semesta yang mengalami percepatan nyata.

Pada tahun 1998, Zehavi et al. bukti yang dilaporkan untuk mendukung gelembung Hubble. Saran awal bahwa kecepatan pergeseran merah lokal berbeda dari yang terlihat di tempat lain di alam semesta didasarkan pada pengamatan supernova Tipe 1a, yang sering disingkat “SNe Ia”. Bintang-bintang seperti itu telah digunakan sebagai penanda jarak lilin standar selama 20 tahun, dan merupakan kunci untuk pengamatan pertama energi gelap.

Zehavi dkk. mempelajari velocites khas 44 SNe Ia untuk menguji kekosongan lokal, dan melaporkan bahwa Bumi tampaknya berada di dalam kekosongan relatif dengan kepadatan kurang sekitar 20%, dikelilingi oleh cangkang padat, sebuah “gelembung”.

Menguji Hipotesis

Pada tahun 2007, Conley et al. memeriksa perbandingan data warna SNe Ia sambil memperhitungkan efek debu kosmik di galaksi luar. Mereka menyimpulkan bahwa data tersebut tidak mendukung keberadaan gelembung Hubble lokal.

Pada tahun 2010, Moss et al. menganalisis model Gelembung Hubble meskipun tanpa menggunakan nama itu, mengatakan “Saran bahwa kami menempati posisi istimewa di dekat pusat kekosongan besar, nonlinier, dan hampir bulat baru-baru ini menarik banyak perhatian sebagai alternatif energi gelap.”

thebigvantheory -Melihat tidak hanya pada data supernova tetapi juga pada spektrum latar belakang gelombang mikro kosmik, nukleosintesis Big Bang, dan faktor-faktor lain, mereka menyimpulkan bahwa “ruang hampa berada dalam tegangan yang parah dengan data tersebut. Secara khusus, model-model kosong memprediksi laju Hubble lokal yang sangat rendah , menderita “masalah usia tua”, dan memprediksi jauh lebih sedikit struktur lokal daripada yang diamati. “

Hubble bubble : Memecahkan Masalah Alam Semesta yang Mengembang

Perbedaan antara pengukuran kecepatan di mana alam semesta mengembang telah menyusahkan para kosmolog selama beberapa dekade. Penelitian baru menunjukkan bahwa Bima Sakti bisa berada dalam gelembung dengan kepadatan rendah, menghilangkan kebutuhan akan sains baru.

Sejak awal abad ke-20, para astronom telah menyadari bahwa alam semesta tidak statis, tetapi mengembang. Menjelang akhir abad yang sama, para kosmolog menyimpulkan bahwa perluasan ini semakin cepat. Namun, masih ada misteri tentang alam semesta yang mengembang, misalnya ‘energi gelap’ – kekuatan yang mendorong perluasan – adalah tempat penyimpanan sesuatu yang belum dipahami oleh para ilmuwan. Mungkin masalah yang lebih mendasar masih ada.

Baca Juga : Penjelasan Tentang Singularitas gravitasi

Para peneliti telah menemukan dua metode untuk mengukur laju ekspansi Universal. Sayangnya, kedua metode ini tidak sejalan satu sama lain. Sepintas lalu, ini terdengar seperti masalah yang cukup mudah diperbaiki, salah satu metode ini pasti salah, bukan?

Salah.

Ketika para peneliti terus mengerjakan metode-metode yang saling bertentangan untuk mengukur perluasan Universal, hasil yang mereka berikan menjadi semakin tepat, namun, mereka tetap saling bertentangan satu sama lain. Masalah ini kemudian disebut oleh para peneliti sebagai ‘ketegangan Hubble’. Bagaimana kedua nilai menjadi ‘benar’ namun tetap tidak menyatu pada nilai yang sama?

Kuncinya bisa jadi terletak pada fakta, bahwa salah satu metode pengukuran ekspansi mempertimbangkan ruang lokal, sedangkan metode lain mempertimbangkan alam semesta secara luas. Metode lokal mengandalkan pengukuran yang dilakukan dengan merekam pergeseran merah – pergeseran frekuensi cahaya saat benda kosmik menjauh dari kita – dalam tanda cahaya supernova Tipe Ia dan galaksi jauh.

Berbeda dengan ini, teknik ‘global’ untuk mengukur konstanta Hubble bergantung pada pemanfaatan Cosmic Microwave Background (CMB) – radiasi yang dapat dianggap sebagai sisa-sisa fosil dari suatu peristiwa yang terjadi tak lama setelah ‘big bang’ – sebagai alat ukur.

Bagaimana jika Alam Semesta yang dekat dengan kita dalam beberapa hal berbeda dengan Alam Semesta yang lebih luas, dan dari perbedaan inilah perbedaan tersebut muncul?

Ini adalah ide yang dikembangkan, maafkan permainan kata-kata, oleh Lucas Lombriser, seorang profesor di Departemen Fisika Teoretis di Universitas Jenewa. Dalam sebuah makalah yang diterbitkan dalam jurnal Physics Letters B, Lombriser menunjukkan bahwa Bima Sakti dan galaksi yang mengelilinginya, mungkin ada dalam gelembung dengan kepadatan rendah – sebuah ‘gelembung Hubble.’

“Ketegangan Hubble adalah salah satu masalah paling topikal dalam kosmologi saat ini. Pengukuran dengan dua metode berbeda selama sekitar satu dekade tidak setuju, tetapi ketidakpastian dalam pengukuran ini cukup besar sehingga ini belum tentu menandakan masalah, ”kata Lombriser. “Selama beberapa tahun terakhir, ketidakpastian ini menjadi lebih kecil tetapi perbedaan tetap ada.

“Ketegangan antara kedua pengukuran tersebut sekarang berada pada tingkat signifikansi yang tidak dapat lagi diabaikan.”

Gagasan tentang perbedaan kepadatan lokal dan global pada awalnya mungkin terdengar seperti tidak sesuai dengan prinsip kosmologis – gagasan bahwa Semesta adalah sama di segala arah – tetapi, seperti yang ditunjukkan Lombriser, konsep ini hanya berlaku ketika Semesta dilihat. dalam skala besar. Secara lokal, itu tidak berlaku.

“Kami tahu bahwa alam semesta di dekatnya sangat tidak homogen,” kata Lombriser. “Kepadatan partikel di tanah, di atmosfer, atau di ruang antara Bumi dan Bulan / Matahari sangat berbeda.

Kepadatan ini juga sangat berbeda dari bagian dalam galaksi Bima Sakti hingga jarak yang jauh di luarnya.

Lombriser menjelaskan lebih lanjut bahwa ketika para astronom melihat latar belakang gelombang mikro kosmik kita melihat suhu yang hampir homogen hampir sempurna yaitu 2,7 K di alam semesta dan di sekitar kita. “Namun, jika dilihat lebih dekat, ada fluktuasi kecil pada suhu 1 bagian dalam 100.000 ini,” kata Lombriser. “Ini adalah jejak alam semesta awal, ketika usianya baru sekitar 400.000 tahun. Ketidakhomogenan kecil ini, yang juga ada di sini, berkembang dari waktu ke waktu menjadi yang lebih besar, akhirnya membentuk gugus materi, bintang, galaksi, planet, dll. ”

Ketidakhomogenan ini tumbuh lebih besar sebagai akibat gaya gravitasi yang menarik gumpalan materi kecil ini menjadi lebih besar. Ini berarti bahwa pada jarak yang kecil, Alam Semesta ‘menggumpal’, tetapi pada jarak yang sangat jauh masih sangat homogen.

The ‘Clumpy’ Universe

Lombriser menunjukkan bahwa Bima Sakti dan galaksi tetangganya berada dalam gelembung dengan kepadatan rendah yang berdiameter sekitar 250 juta tahun cahaya. Ukuran ini, ternyata sangat penting dalam menjelaskan perbedaan antara metode pengukuran laju ekspansi.

“Gagasan tentang Gelembung Hubble bukanlah hal baru dan kami sangat mengharapkan variasi kepadatan lokal di sekitar rata-rata kosmik untuk gelembung yang cukup kecil,” jelas peneliti UNIGE. “Karya sebelumnya, bagaimanapun, mengasumsikan bahwa gelembung ini perlu memiliki diameter hingga 4 miliar tahun cahaya untuk memasukkan semua supernova dalam kumpulan data.

Masalahnya adalah bahwa kerapatan rata-rata gelembung sebesar itu sangat tidak mungkin untuk menyimpang secara signifikan dari kerapatan rata-rata keseluruhan Alam Semesta.

Alasan mengapa ukuran gelembung yang sangat besar ini telah disarankan dalam penelitian sebelumnya adalah agar dapat mencakup supernova yang digunakan para peneliti untuk membuat pengukuran lokal dari ekspansi Universal. Terobosan Lombriser membenarkan mengapa hal ini tidak perlu, memungkinkan penskalaan Gelembung Hubble dengan kepadatan rendah.

“Menurut kalkulasi saya, gelembung tidak perlu sejauh ini untuk menjelaskan perbedaan dalam ekspansi yang diukur,” Lombriser menambahkan. “Alasannya adalah supernova hanya mengukur jarak relatif, tetapi jarak absolut diperlukan untuk mengubahnya menjadi pengukuran konstanta Hubble.”

Karena jarak relatif yang diberikan oleh supernova ditetapkan dengan pengukuran jarak absolut, dan ini dilakukan dengan galaksi terdekat – Messier 106 – Lombriser mengusulkan bahwa Gelembung Hubble hanya harus cukup besar untuk mencakup Bima Sakti dan galaksi ini.

“Jika Bima Sakti dan galaksi Messier 106 berada dalam gelembung, kami memperkirakan jarak yang salah untuk menyimpulkan perluasan rata-rata Alam Semesta,” Lombriser menjelaskan. “Jarak ini harus diubah ukurannya terlebih dahulu untuk lingkungan dengan kepadatan kosmologis rata-rata sebelum dapat digunakan untuk menyimpulkan perluasan rata-rata Alam Semesta. Oleh karena itu, gelembung padat lokal kita hanya perlu cukup besar untuk menampung galaksi Bima Sakti dan Messier 106, yang terletak sekitar 25 juta tahun cahaya dari kita. ”

Namun, gelembung berdensitas rendah yang disarankan Lombriser masih berdiameter sepuluh kali lebih besar daripada yang dibutuhkan untuk menampung kedua galaksi ini. Peneliti menjelaskan bahwa untuk memasukkan bintang Cepheid juga – jenis bintang variabel penting yang juga dapat digunakan untuk melakukan pengukuran jarak.

Lombriser menjelaskan bahwa untuk menjelaskan perbedaan antara pengukuran lokal dan global, kepadatan Gelembung Hubble harus 50% lebih kecil dari pada alam semesta sekitarnya.

“Standar kosmologi memprediksi bahwa bahkan untuk gelembung berukuran konservatif berdiameter 250 juta tahun cahaya, kepadatan di bawah seperti itu tidak jarang terjadi di Semesta,” Lombriser memberi tahu saya. “Penyimpangan besar urutan 50% dalam kerapatan gelembung berukuran lebih kecil ini cukup sering terjadi dalam kosmologi standar.

“Peluang untuk hidup dalam gelembung sebesar itu dengan kepadatan yang dibutuhkan masih sekitar 1 dari 20 berbanding 1 dalam 5.”

Meledakkan Gelembung? Secara eksperimental memverifikasi teori ‘Gelembung Hubble’

Secara eksperimental, teori Lombriser dapat diverifikasi di masa depan dengan menggunakan gelombang gravitasi sebagai ‘sirene standar’ atau dengan menghitung jumlah galaksi terdekat dan membandingkannya dengan jumlah kepadatan gugus galaksi di luar diameter Gelembung Hubble.

Sayangnya, galaksi induk dari satu-satunya sumber gelombang gravitasi saat ini yang juga telah diamati secara elektromagnetik — peristiwa gelombang gravitasi GW170817 – terletak di dalam diameter yang diusulkan 250 juta tahun cahaya dari isi gelembung kepadatan rendah, membatasi penggunaannya sebagai tongkat pengukur.

Baca Juga : Mengenal Bintang Pleiades Yang Ada Di Sistem Tata Surya

“GW170817 diamati dengan gelombang gravitasi dan dengan cahaya. Hal ini memungkinkan kami untuk tidak hanya mengetahui jarak ke peristiwa tetapi juga pergeseran merahnya, yang berarti bahwa kami dapat menggunakan ini sebagai ‘Sirene Standar’ yang mengukur tingkat ekspansi Cosmos, “kata Lombriser. “Karena galaksi penghasil emisi NGC 4993 terletak di gelembung lokal kita, oleh karena itu, laju ekspansi harus diharapkan sesuai dengan pengukuran lokal daripada dengan pengukuran global. Pengukuran di luar gelembung ini harus sesuai dengan tingkat ekspansi global. “

“Efek pada pengukuran gelombang gravitasi, Sirene Standar, dan potensinya untuk meningkatkan ketepatan saat ini tentu saja adalah sesuatu yang ingin saya periksa lebih lanjut.”

Makna penting dari karya Lombriser adalah ia memecahkan apa yang ia gambarkan sebagai “salah satu masalah paling menarik dalam kosmologi kontemporer” tanpa implikasi bahwa model kosmologis saat ini tidak lengkap dan dengan demikian kebutuhan akan fisika baru.

“Fisika baru, tentu saja, akan menjadi solusi yang sangat menarik untuk ketegangan Hubble,” Lombriser menyimpulkan dengan cara yang terlalu sederhana. “Jika fisika standar yang kurang kompleks dapat menjelaskan tegangan, ini memberikan penjelasan yang lebih sederhana dan berhasil untuk fisika yang diketahui, tetapi sayangnya juga lebih membosankan.”