Kronologi Alam Semesta

Distribusi radiasi CMB meyakinkan ilmuwan bahwa jauh di masa lampau telah terjadi kesetimbangan termal di alam semesta. Karena alam semesta terus berkembang hingga kini, masuk akal jika temperatur saat itu diperkirakan sangat tinggi. Para ilmuwan menggunakan hukum-hukum fisika untuk memperkirakan sifat-sifat alam semesta di awal terciptanya, bahkan ekstrapolasi dapat dilakukan hingga mendekati Big Bang. Meski demikian, karena temperatur saat ledakan (pada usia 0 detik) sangat tinggi, menuju nilai tak berhingga, hukum-hukum fisika tidak lagi valid di sini. Dalam matematika keadaan seperti ini dinamakan keadaan singular. Karena matematika tidak dapat sepenuhnya berurusan dengan bilangan tak berhingga, hukum-hukum fisika yang diformulasikan dalam matematika tidak lagi memiliki arti pada kondisi singularitas. Pada awal terciptanya, alam semesta memiliki ukuran tak berhingga kecil (menuju nol) namun kerapatan materinya sangat tinggi. Baru setelah 10-43 detik (satu per sepuluh juta triliun triliun triliun detik) dari ledakan situasi jagad raya dapat diakses dengan menggunakan teori-teori fisika mutakhir. Diperkirakan pada saat itu temperatur jagad raya mencapai 1032 K atau sepuluh triliun triliun kali lebih tinggi dari temperatur inti matahari. Periode yang dimulai pada usia 0 hingga 10-43 detik dikenal sebagai periode (masa) Planck yang hingga saat ini masih merupakan misteri bagi sains. Para ilmuwan mengimpikan sebuah teori yang dapat menggabungkan teori kuantum dengan teori gravitasi yang diharapkan dapat menguak apa yang terjadi pada masa Planck. Teori yang dinamakan teori gravitasi kuantum ini tentulah sangat sulit mengingat bahwa domain kuantum (daerah dimana efek kuantum dominan) berukuran mikroskopik maksimal sebesar atom atau molekul, sedangkan gaya gravitasi terlihat superior pada skala planet atau galaksi. Meski demikian, usaha ke arah sana sudah banyak dilakukan, misalnya melalui gagasan teori Superstring yang mempostulasikan ruang dengan dimensi 10 atau 26 pada masa Planck. Dimensi-dimensi tersebut berkontraksi setelah masa Planck dan menyisakan hanya 3 dimensi ruang serta satu dimensi waktu saat ini.

Setelah masa Planck alam semesta memasuki masa Penggabungan Agung (Grand Unification). Pada masa ini semua gaya fundamental kecuali gaya gravitasi sama kuatnya. Saat itu alam semesta masih belum berisi apa-apa kecuali sup plasma dengan temperatur lebih dari seratus ribu triliun triliun Kelvin. Periode ini tidak berlangsung lama dan alam semesta mengalami inflasi (pengembangan secara cepat) yang diakhiri dengan pemisahan gaya lemah dan gaya elektromagnetik. Setelah kedua macam gaya tersebut terbedakan, sup plasma panas berubah menjadi sup elektron-quark beserta partikel-partikel pembawa gaya elektrolemah yaitu partikel W dan Z. Partikel-partikel tersebut eksis di alam semesta bersama anti partikel mereka yang jika bergabung akan bertransformasi menjadi radiasi dan sebaliknya radiasi yang ada dapat segera berubah menjadi partikel dan anti-partikel.

Seperseratus ribu detik setelah ledakan temperatur alam semesta turun menjadi 10 triliun Kelvin atau sekitar seribu kali lebih panas dari temperatur pusat matahari. Pada saat ini sup quark berkondensasi menjadi proton dan netron yang merupakan komponen dasar dari nukleus atau inti atom.

Sekitar tiga menit kemudian temperatur terus menurun menjadi satu milyar Kelvin. Energi kinetik yang dihasilkan temperatur sebesar ini sudah tidak mampu lagi menahan gaya nuklir kuat antara proton dan netron yang selanjutnya bergabung menjadi nucleus-nukleus ringan. Proses ini dinamakan sebagai proses nukleosintesis. Proton dan netron bergabung menjadi nukleus deuterium. Deuterium kemudian menangkap sebuah netron membentuk inti tritium. Selanjutnya Tritium bergabung dengan sebuah proton menjadi inti Helium. Proses ini berlanjut terus hingga mencapai inti atom Lithium, namun dengan peluang yang semakin kecil. Dengan demikian teori Big Bang meramalkan kelimpahan Hidrogen dan Helium di dalam alam ini. Konfirmasi ramalan ini diperoleh melalui spektrum bintang-bintang serta galaksi yang dapat diamati dari bumi.

Setelah 3 menit pertama berlalu tidak banyak perubahan yang terjadi kecuali temperatur terus menurun dan alam semesta semakin besar hingga usia jagad raya mencapai 300.000 tahun. Di usia ini alam semesta telah mendingin menjadi 3000 Kelvin, suatu kondisi temperatur yang masih mampu melelehkan kebanyakan logam yang kita kenal. Walaupun temperatur ini masih sangat tinggi, energi kinetik yang dimiliki oleh elektron tidak mampu lagi menahan gaya tarik menarik Coulomb antara elektron dan nukleus. Elektron kemudian bergabung dengan nukleus membentuk atom sehingga seluruh sup plasma tadi akhirnya berubah menjadi atom-atom. Mulai saat ini radiasi tidak lagi bertransformasi menjadi partikel dan anti-partikel, sehingga dikatakan bahwa alam semesta mulai terlihat transparan oleh radiasi. Radiasi foton selanjutnya dapat bergerak bebas bersama mengembangnya alam semesta. Dengan demikian, radiasi CMB yang teramati oleh para ilmuwan adalah fosil radiasi yang berasal dari 300.000 tahun setelah terjadinya Big Bang.

Dalam beberapa jam setelah Big Bang pembentukan Helium serta elemen-elemen ringan lainnya berhenti. Alam semesta terus berkembang dan mendingin, namun dibeberapa lokasi yang memiliki kerapatan jauh lebih besar dibandingkan di tempat lain proses pengembangan tersebut agak lambat akibat gaya tarik menarik gravitasi yang relatif lebih besar. Bahkan di tempat-tempat tertentu di alam semesta proses pengembangan berhenti sama sekali dan elemen-elemen yang ada di tempat itu mulai merapat. Karena gaya gravitasi semakin bertambah, gas-gas Hidrogen dan Helium mulai berrotasi untuk mengimbangi tarikan gravitasi. Proses ini selanjutnya melahirkan galaksi-galaksi yang berputar dan memiliki berbagai macam bentuk seperti cakram dan elips, bergantung pada kecepatan rotasi serta gaya gravitasinya.

Selanjutnya gas-gas Hidrogen dan Helium dalam galaksi akan pecah menjadi awan-awan yang lebih kecil dan juga mengalami proses kontraksi karena masing-masing memiliki gaya gravitasi sendiri. Karena atom-atom di dalam awan-awan tersebut saling bertumbukan, tarikan gravitasi mengakibatkan tekanan bertambah dan temperatur terus meningkat yang pada akhirnya sanggup untuk menyulut reaksi nuklir fusi. Reaksi ini akan mengubah Hidrogen menjadi Helium dan berlangsung relatif lama karena persediaan Hidrogen yang berlimpah dan terjadi keseimbangan antara gaya gravitasi dengan gaya ledakan nuklir. Helium kemudian diubah menjadi elemen-elemen yang lebih berat melalui proses fusi hingga menjadi Karbon dan Oksigen. Tahapan selanjutnya menghasilkan bintang-bintang di dalam galaksi yang sebagian meledak sambil melemparkan bahan bakar untuk membentuk bintang-bintang generasi baru. Matahari kita adalah salah satu contoh dari bintang jenis generasi baru ini. Sebagian kecil pecahan ledakan yang mengandung element-elemen lebih berat tidak lagi sanggup untuk menyalakan reaksi fusi nuklir karena elemen-elemennya relatif sudah stabil dan temperaturnya tidak cukup tinggi. Bagian ini akhirnya membentuk planet-planet yang mengorbit bintang seperti bumi kita yang mengorbit matahari.

Pada saat bumi terbentuk, sekitar 5 milyar tahun yang lalu, temperaturnya sangat tinggi dan tidak memiliki atmosfir. Setelah agak lama barulah temperatur bumi menurun dan atmosfir mulai terbentuk karena adanya emisi gas dari batu-batuan di atas permukaan bumi. Namun, atmosfir pertama ini bukanlah atmosfir yang dapat mendukung kehidupan seperti saat ini, karena atmosfir bumi mula-mula terdiri dari gas-gas beracun seperti Hidrogen Sulfida. Untungnya beberapa makhluk primitif yang ada saat itu membutuhkan gas-gas tersebut untuk bernafas dan menghasilkan Oksigen sebagai gas buangan ke permukaan bumi, sehingga permukaan bumi akhirnya dipenuhi oleh gas Oksigen. Karena gas Oksigen sendiri merupakan racun bagi makhluk primitif ini, sebagian besar dari mereka akhirnya punah secara alami, sedangkan sebagian lagi dapat menyesuaikan diri dengan mengkonsumsi Oksigen sebagai kebutuhan hidupnya.