Energi gelap: Perbedaan antara revisi

{{Kosmologi|komp/strukt}}

Dua bentuk energi gelap yang diusulkan adalah [[konstanta kosmologi]], suatu energi yang kerapatannya tetap dan secara homogen mengisi ruang, dan [[quintessence]], suatu medan dinamis uangyang kepadatan energinya dapat berubah dalam ruang dan waktu. Membedakan antara keduanya memerlukan pengukuran berketelitian tinggi dari pengembangan alam semesta untuk dapat mengerti bagaimana kecepatan pengembangan berubah terhadap waktu. Laju pengembangan ini bergantung pada parameter [[persamaan keadaan]] kosmologi. Mengukur persamaan keadaan dari energi gelap adalah salah satu usaha besar dalam kosmologi observasional.

Pada tahun 1998, pengamatan [[supernova|Supernova tipe Ia]] oleh dua grup yang berbeda yaitu, High-Z SN Search Team pimpinan Dr. Brian Schmidt dan Supernova Cosmology Project (SCP) pimpinan Dr. Saul Perlmutter, menunjukkan bahwa pengembangan [[alam semesta]] mengalami percepatan. Dalam beberapa tahun terakhir, pengamatan ini telah dikuatkan oleh beberapa sumber: [[radiasi kosmiklatar belakang gelombang mikro latar belakangkosmis]], [[pelensaan gravitasi]], [[usia alam semesta]], [[nukleosintesis dentuman dahsyat]], [[struktur kosmos berskala besar]] dan pengukuran dari [[Hukum Hubble|parameter Hubble]], dan juga pengukuran [[supernova]] yang lebih baik. Semua elemen ini konsisten dengan [[Model Lambda-CDM|model Lamda-CDM]].

[[Supernova|Supernova tipe Ia]] memberikan bukti paling langsung dari adanya energi gelap. Dengan mengukur kecepatan dari objek yang menjauh menggunakan pengukuran [[pergeseran merah]], yang merupakan [[efek Doppler]] [[radiasi]] dari objek yang menjauh. Menentukan jarak dari suatu objek adalah masalah yang sulit dalam [[astronomi]]. Kita perlu menemukan [[lilin standard]]: obyekobjek yang diketahui kecerlangan intrinsiknya, sehingga mungkin digunakan untuk menghubungkan kecerlangan yang tampak dengan [[jarak]]. Tanpa lilin standard, tidaklah mungkin mengukur hubungan pergeseran merah dengan jarak dalam [[hukum Hubble]]. Supernova tipe Ia adalah [[lilin standard]] terbaik untuk pengamatan kosmologi, kerenakarena mereka sangat terang dan hanya terjadi ketika massa dari [[bintang katai putih]] tua mencapai [[batas Chandrasekhar]]. Jarak ke supernova dapat digambar terhadap kecepatan, dan inilah yang digunakan untuk mengukur sejarah pengembangan alam semesta. Pengamatan ini menunjukkan bahwa alam semesta tidak mengalami perlambatan, yang seharusnya akan terjadi pada alam semesta yang didominasi oleh materi, tetapi justru secara misterius mengalami [[percepatan]]. Pengamatan ini dapat dijelaskan dengan membuat postulat tentang adanya sejenis energi yang memiliki [[persamaan keadaan]] yang negatif, yaitu energi gelap.

Keberadaan energi gelap, dalam bentuk apapun, juga memecahkan masalah yang disebut "massa yang hilang". Teori [[nukleosintesis dentuman dahsyat]] mengatur pembentukan unsur-unsur ringan pada awal alam semesta, seperti [[helium]], [[deuterium]], dan [[litium]]. Teori [[struktur kosmos berskala besar]] mengatur pembentukan struktur alam semesta, [[bintang]], [[kuasar]], [[galaksi]] dan [[gugus galaksi]]. Kedua teori ini menunjukkan bahwa kepadatan [[baryon]] dan [[materi gelap]] yang dingin di alam semesta adalah sekitar 30% dari [[kepadatan kritikal]] untuk alam semesta yang tertutup. Ini adalah kepadatan yang diperlukan untuk membuat [[bentuk alam semesta]] [[masalah kerataan|rata]]. Pengukuran [[radiasiRadiasi kosmiklatar belakang gelombang mikro latar belakangkosmis]], baru-baru ini menggunakan satelit [[WMAP]], menunjukkan bahwa alam semesta hampir [[datar]]. Oleh karena itu, kita tahu bahwa suatu bentuk energi pasti mengisi 70% yang lainnya.