Energi gelap

Dalam kosmologi fisik dan astronomi, **energi gelap** adalah bentuk energi hipotetis yang memengaruhi alam semesta pada skala terbesar. Efek utamanya yaitu mempercepat laju perluasan alam semesta dan menghambat pembentukan struktur kosmik dalam jangka panjang.

Berdasarkan model ΛCDM (*Lambda-Cold Dark Matter*), energi gelap mendominasi kandungan energi alam semesta, yaitu sekitar 68% dari total energi alam semesta teramati, sedangkan materi gelap dan materi baryonik masing-masing menyumbang sekitar 27% dan 5%. Komponen lain seperti neutrino dan foton menyumbang porsi yang sangat kecil. Kepadatan energi gelap sangat rendah, sekitar 7×10-30 g/cm3 (setara dengan 6×10-10 J/m3), jauh lebih kecil dibandingkan kepadatan materi di dalam galaksi. Namun, karena tersebar secara homogen di seluruh ruang, energi gelap tetap menjadi komponen dominan alam semesta.

Bukti observasional pertama tentang keberadaan energi gelap berasal dari pengamatan supernova Tipe Ia pada akhir 1990-an. Supernova jenis ini memiliki luminositas intrinsik yang hampir konstan, sehingga dapat dijadikan penentu jarak kosmik yang akurat. Perbandingan antara jarak supernova dan pergeseran merah menunjukkan bahwa laju ekspansi alam semesta meningkat seiring waktu. Sebelum penemuan ini, para ilmuwan berasumsi bahwa gravitasi akan memperlambat ekspansi alam semesta. Sejak itu, berbagai bukti independen, seperti anisotropi radiasi latar gelombang mikro kosmik dan distribusi struktur skala besar, telah mendukung keberadaan energi gelap.

Sifat dasar energi gelap masih belum diketahui. Salah satu penjelasan utama adalah konstanta kosmologis (), yang merepresentasikan kerapatan energi ruang hampa yang konstan sepanjang waktu dan ruang. Alternatif lainnya adalah medan skalar dinamis, seperti *[[Kuintesensi|quintessence]]* atau *moduli*, yang kerapatan energinya dapat berubah terhadap waktu. Teori-teori lain mencakup interaksi energi gelap, efek observasional, kopling kosmologis, dan model kosmologi modifikasi gravitasi.

## Sejarah

### Asal-usul konstanta kosmologi
Konstanta kosmologis adalah kandidat paling sederhana untuk energi gelap. Istilah ini merujuk pada suku konstan yang dapat ditambahkan ke persamaan medan Einstein dalam teori relativitas umum. Jika dipandang sebagai sumber energi, suku ini ekuivalen dengan kepadatan energi ruang hampa (*vacuum energy density*) yang dapat bernilai positif atau negatif.

Konstanta kosmologis pertama kali diperkenalkan oleh Albert Einstein pada tahun 1917 sebagai upaya untuk memperoleh solusi model alam semesta statis dari persamaan medannya. Dalam model tersebut, konstanta kosmologis bertindak seperti tekanan negatif yang menyeimbangkan gaya gravitasi pada skala kosmik. Einstein melambangkannya dengan huruf Yunani kapital Λ (*lambda*) dan menganggapnya sebagai sifat intrinsik ruang itu sendiri, yang menyebar seragam di seluruh ruang antarbintang.

Namun, keseimbangan yang dihasilkan model tersebut bersifat tidak stabil, yakni gangguan kecil dalam distribusi materi akan menyebabkan alam semesta mengembang atau berkontraksi tanpa batas. Model ini kemudian ditinggalkan setelah Edwin Hubble menemukan pada tahun 1929 bahwa alam semesta sedang mengembang dan tidak statis. Setelah penemuan tersebut, Einstein dikabarkan menyebut pengenalan konstanta kosmologis sebagai kesalahan terbesarnya. Gagasan bahwa ruang hampa dapat memiliki energi sendiri baru dihidupkan kembali pada akhir abad ke-20, dalam konteks pembahasan energi gelap.

### Kebangkitan kembali konsep energi ruang hampa
Setelah gagasan konstanta kosmologis ditinggalkan, fokus kosmologi beralih pada asal-usul dan evolusi alam semesta. Pada tahun 1980, Alan Guth dan Alexei Starobinsky secara independen mengusulkan bahwa medan skalar dengan tekanan negatif dapat menyebabkan fase inflasi kosmik pada alam semesta yang sangat awal. Fase inflasi ini mengasumsikan adanya gaya tolak yang menghasilkan ekspansi eksponensial ruang selama sepersekian detik setelah *[[Ledakan Besar|Big Bang]]*, yang dapat menjelaskan keseragaman suhu radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) dan isotropi skala besar alam semesta.

Konsep inflasi bersifat analog secara kualitatif dengan efek energi gelap karena keduanya melibatkan tekanan negatif dan ekspansi percepatan ruang. Namun, inflasi diperkirakan terjadi pada kepadatan energi vakum yang jauh lebih tinggi daripada energi gelap yang diamati saat ini, dan berakhir ketika alam semesta baru berusia sepersekian detik. Hubungan antara energi gelap dan inflasi belum diketahui secara pasti. Meskipun model inflasi kemudian diterima secara luas dalam kosmologi modern, konstanta kosmologis masih dianggap tidak relevan bagi dinamika alam semesta selama beberapa dekade berikutnya.

### Model kosmologi pra-energi gelap
Hampir semua model inflasi memprediksi bahwa total kepadatan energi alam semesta (materi dan energi) harus sangat mendekati kepadatan kritis. Selama tahun 1980-an, sebagian besar penelitian kosmologi berfokus pada model alam semesta dengan kepadatan kritis yang sepenuhnya terdiri atas materi, terutama 95% materi gelap dingin (*cold dark matter*, CDM) dan sekitar 5% materi barionik. Model-model CDM ini berhasil menjelaskan pembentukan struktur berskala galaksi dan gugus galaksi yang realistis, tetapi mulai menghadapi sejumlah kesulitan pada akhir 1980-an. Di antaranya, model ini memerlukan nilai konstanta Hubble yang lebih rendah daripada hasil pengamatan, serta gagal sepenuhnya menjelaskan pengelompokan galaksi berskala besar yang teramati.

Kesulitan tersebut semakin jelas setelah satelit COBE mendeteksi anisotropi dalam radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik pada tahun 1992. Pada tahun 1980-an, Bharat Ratra dan Jim Peebles mengusulkan model energi gelap dinamis, yaitu medan kuantum yang dapat berubah seiring waktu, dengan memasukkan kembali konstanta kosmologi. Sejumlah varian model kemudian dikembangkan, termasuk model Lambda-CDM (ΛCDM), dan model campuran materi gelap dingin/panas (CHDM). Penelitian terhadap model-model ini menjadi fokus utama hingga pertengahan 1990-an.

### Penemuan energi gelap dan pengukuhan model ΛCDM
Bukti observasional langsung pertama untuk keberadaan energi gelap diperoleh pada tahun 1998 dari pengamatan supernova Tipe Ia yang menunjukkan bahwa ekspansi alam semesta sedang mengalami percepatan. Dua kelompok riset independen, yakni Supernova Cosmology Project yang dipimpin oleh Saul Perlmutter dan High-z Supernova Search Team yang dipimpin oleh Adam Riess dan Brian P. Schmidt, melaporkan hasil yang konsisten mengenai fenomena tersebut. Model ΛCDM kemudian berkembang menjadi model kosmologis standar.

Istilah “energi gelap” kemudian dicetuskan oleh Michael S. Turner pada tahun 1998 untuk menggambarkan komponen energi misterius yang bertanggung jawab atas percepatan laju ekspansi tersebut.

Dukungan tambahan bagi keberadaan energi gelap kemudian datang dari berbagai pengamatan independen. Pada tahun 2000, eksperimen BOOMERanG dan Maxima berhasil mengamati puncak akustik pertama dalam CMB, yang menunjukkan bahwa total kepadatan energi alam semesta mendekati nilai kritis (Ωtotal ≈ 1). Sementara itu, Survei Pergeseran Merah Galaksi 2dF pada tahun 2001 menemukan bahwa kepadatan materi (Ωm) hanya sekitar 0,3 dari nilai kritis. Perbedaan besar antara keduanya menunjukkan adanya komponen energi yang halus dan tidak menggumpal, yakni energi gelap, yang hingga kini diperkirakan menyumbang sekitar 70% dari total kepadatan energi alam semesta.

Pengukuran yang lebih presisi oleh satelit WMAP pada periode 2003–2010, dan kemudian oleh satelit Planck pada dekade berikutnya, semakin memperkuat model ΛCDM dan memungkinkan penentuan parameter kosmologis utama dengan ketelitian tinggi. Model ΛCDM kini menjadi paradigma utama kosmologi modern, meskipun sifat fisik energi gelap masih belum diketahui secara pasti.

## Bukti observasional
Keberadaan energi gelap tidak terdeteksi secara langsung, melainkan disimpulkan dari berbagai pengamatan astronomis yang menunjukkan bahwa laju perluasan alam semesta mengalami percepatan. Sejumlah sumber data yang independen, termasuk pengamatan supernova Tipe Ia, radiasi latar gelombang mikro kosmik (CMB), struktur skala besar, serta lensa gravitasi lemah, secara konsisten mendukung keberadaan komponen energi yang bersifat tolak-gravitasi tersebut.

### Supernova Tipe Ia
Pada tahun 1998, High-Z Supernova Search Team melaporkan hasil pengamatan terhadap supernova Tipe Ia yang menunjukkan bahwa perluasan alam semesta semakin cepat. Setahun kemudian, pada 1999, Supernova Cosmology Project memublikasikan hasil serupa yang menguatkan kesimpulan tersebut. Atas penemuan ini, Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, dan Adam G. Riess diberikan Penghargaan Nobel Fisika 2011.

Sejak saat itu, hasil pengamatan tersebut telah dikonfirmasi oleh berbagai sumber independen. Pengukuran radiasi latar gelombang mikro kosmik, lensa gravitasi, struktur kosmik berskala besar, serta data supernova yang lebih akurat semuanya konsisten dengan model ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter). Meski demikian, sejumlah peneliti berpendapat bahwa bukti langsung keberadaan energi gelap masih terbatas pada hubungan antara jarak kosmologis dan pergeseran merah. Sementara itu, anisotropi CMB dan osilasi akustik barion (BAO) terutama menunjukkan bahwa jarak ke pergeseran merah tertentu lebih besar daripada yang diperkirakan dari model Friedmann–Lemaître dengan konstanta Hubble lokal yang diukur.

Supernova Tipe Ia memainkan peran penting dalam kosmologi karena berfungsi sebagai tangga jarak kosmik yang sangat terpercaya pada skala alam semesta yang luas. Dengan mengamati hubungan antara jarak dan pergeseran merah suatu supernova, astronom dapat menelusuri riwayat perluasan alam semesta. Menurut hukum Hubble, hubungan ini bersifat hampir linear, yaitu semakin jauh suatu galaksi, semakin cepat ia menjauh. Pengukuran pergeseran merah relatif mudah dilakukan, tetapi menentukan jarak memerlukan objek dengan kecerahan intrinsik yang diketahui. Karena luminositasnya yang besar dan seragam, supernova Tipe Ia merupakan tangga jarak kosmik paling akurat yang tersedia saat ini.

Pengamatan supernova terkini menunjukkan hasil yang konsisten dengan alam semesta yang mengandung sekitar 66,6% energi gelap dan 33,4% materi (gabungan materi gelap dan materi baryonik), dengan asumsi model Lambda-CDM datar.

### Radiasi Latar Gelombang Mikro Kosmik (CMB)
Keberadaan energi gelap, dalam bentuk apa pun, diperlukan untuk menyelaraskan geometri ruang yang terukur dengan jumlah total materi di alam semesta. Pengukuran anisotropi CMB menunjukkan bahwa alam semesta bersifat hampir datar. Agar geometri ruang menjadi datar, kerapatan massa-energi total harus sama dengan kerapatan kritis.

Namun, pengukuran terhadap jumlah total materi, termasuk materi baryonik dan materi gelap, dari spektrum CMB menunjukkan bahwa keduanya hanya menyumbang sekitar 30% dari kerapatan kritis. Hal ini mengisyaratkan adanya komponen energi tambahan yang mencakup sekitar 70% sisa kerapatan, yang dikenal sebagai energi gelap.

Analisis tujuh tahun data wahana antariksa Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) memperkirakan bahwa alam semesta terdiri atas sekitar 72,8% energi gelap, 22,7% materi gelap, dan 4,5% materi baryonik. Hasil yang lebih mutakhir dari misi Planck (2013) memberikan perkiraan yang lebih presisi, yakni sekitar 68,3% energi gelap, 26,8% materi gelap, dan 4,9% materi baryonik. Konsistensi nilai ini memperkuat keberadaan energi gelap dalam kerangka model ΛCDM.

### Struktur skala besar
Teori pembentukan struktur skala besar, yang menjelaskan bagaimana bintang, kuasar, galaksi, serta gugus galaksi terbentuk dari fluktuasi awal kepadatan materi, menunjukkan bahwa kepadatan materi di alam semesta hanya sekitar 30% dari kepadatan kritis. Hal ini menyiratkan adanya komponen energi tambahan yang berperan dalam menentukan geometri dan dinamika alam semesta.

Salah satu bukti penting berasal dari WiggleZ Dark Energy Survey yang dilakukan pada tahun 2011 oleh Observatorium Astronomi Australia. Survei ini memetakan lebih dari 200.000 galaksi untuk mengukur pergeseran merahnya dan menganalisis pola distribusinya di ruang tiga dimensi. Dengan memanfaatkan osilasi akustik barion (BAO), yakni jejak gelombang tekanan di alam semesta awal, para astronom menggunakan jarak karakteristik sekitar 150 megaparsec sebagai “penggaris standar” kosmik untuk menilai skala jarak dan perluasan alam semesta.

Hasil WiggleZ menunjukkan bahwa percepatan ekspansi kosmik telah terjadi setidaknya sejak alam semesta berusia sekitar 7 miliar tahun, serta membatasi kemungkinan ketidakhomogenan pada tingkat satu bagian dalam sepuluh. Temuan ini memberikan konfirmasi independen terhadap percepatan ekspansi yang sebelumnya disimpulkan dari pengamatan supernova Tipe Ia.

## Model dan interpretasi teoretis
Status energi gelap sebagai gaya hipotetis dengan sifat-sifat yang belum diketahui menjadikannya salah satu fokus utama penelitian kosmologi modern. Permasalahan ini dapat didekati dari berbagai arah, seperti memodifikasi teori gravitasi yang berlaku (relativitas umum), menafsirkan energi gelap sebagai bentuk energi atau medan tertentu, atau mencari penjelasan alternatif terhadap hasil observasi yang ada.

### Konstanta kosmologis
Penjelasan paling sederhana untuk energi gelap adalah bahwa ia merupakan energi intrinsik ruang, yang disebut konstanta kosmologis dan dilambangkan dengan huruf Yunani  (Lambda). Dalam model ΛCDM, konstanta ini mewakili kerapatan energi ruang hampa yang tetap sepanjang waktu. Berdasarkan persamaan **', [[Energi vakum|energi ruang hampa]] ini memiliki efek gravitasi yang menyebabkan [[percepatan perluasan alam semesta]].

[[Daftar persoalan yang belum terpecahkan dalam fisika|Masalah utama yang belum terselesaikan]] adalah bahwa [[teori medan kuantum]] memprediksi nilai konstanta kosmologis yang jauh lebih besar, yakni sekitar 120 orde magnitudo di atas nilai yang diamati. Perbedaan ekstrem ini dikenal sebagai masalah konstanta kosmologis.

Beberapa teori [[supersimetri]] mengharuskan konstanta kosmologis bernilai nol, sementara interpretasi dalam [[teori dawai]] menyiratkan bahwa [[alam semesta]] dengan konstanta positif mungkin merupakan keadaan [[Vakum palsu|vakum metastabil]]. Namun, belum ada konsensus apakah keadaan seperti itu dapat eksis secara konsisten dalam kerangka teori dawai.

=== Kuintesensi ===
Model lain yang sering dibahas adalah [[kuintesensi]] (''quintessence''), di mana percepatan kosmik disebabkan oleh energi potensial dari suatu [[medan skalar]] dinamis. Tidak seperti konstanta kosmologis yang nilainya tetap, kuintesensi dapat berubah terhadap ruang dan waktu. Agar tidak membentuk struktur seperti [[materi]], medan ini harus sangat ringan, dengan [[panjang gelombang Compton]] yang besar. Dalam bentuk paling sederhana, medan kuintesensi memiliki [[suku kinetik]] kanonik, [[Kopling minimal|berinteraksi minimal]] dengan [[gravitasi]], dan tidak mengandung operator orde tinggi dalam Lagrangiannya.

Belum ada bukti observasional yang secara pasti mendukung atau menolak keberadaan kuintesen. Model ini umumnya memprediksi percepatan kosmik yang sedikit lebih lambat dibanding konstanta kosmologis. Beberapa penelitian menunjukkan bahwa kuintesensi dapat diuji melalui variasi konstanta fundamental atau pelanggaran [[Prinsip ekuivalensi|prinsip]] [[Prinsip ekuivalensi|ekuivalensi Einstein]]. Masalah teoretis yang serupa dengan konstanta kosmologis juga muncul, yakni teori [[renormalisasi]] memprediksi bahwa medan skalar seperti ini seharusnya memperoleh massa yang besar.

Salah satu isu penting adalah ''masalah kebetulan'', yaitu mengapa [[Percepatan perluasan alam semesta|percepatan alam semesta]] baru terjadi pada era kosmologis sekarang. Beberapa model kuintesensi memiliki perilaku pelacak yang memungkinkan kerapatan energinya mengikuti kerapatan radiasi dan materi sebelum akhirnya mendominasi, sehingga secara alami menghasilkan skala energi rendah yang sesuai dengan observasi.

Varian lain, seperti model Quintom yang melibatkan dua medan skalar, memungkinkan nilai [[Persamaan keadaan (kosmologi)|persamaan keadaan]] **' melintasi batas **. Bentuk khusus lainnya termasuk energi gelap fantom (*phantom dark energy*), di mana kerapatan energi meningkat seiring waktu dan dapat mengarah pada skenario *[[Robekan Besar|Big Rip]]*, serta k-essence (*kinetic quintessence*) dengan suku kinetik non-standar.

Beberapa analisis baru, termasuk penelitian pada tahun 2021, menunjukkan bahwa model kuintesensi dengan kopling bukan nol terhadap materi mungkin dapat menjelaskan sebagian ketegangan pengukuran konstanta Hubble.

## Referensi

## Pranala luar
* 
* Dark energy studies at CERN
* 
* Dark energy: how the paradigm shifted Physicsworld.com
* 
* "Mysterious force's long presence" BBC News online (2006) More evidence for dark energy being the cosmological constant
* "Astronomy Picture of the Day" one of the images of the Cosmic Microwave Background which confirmed the presence of dark energy and dark matter
* SuperNova Legacy Survey home page The Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey Supernova Program aims primarily at measuring the equation of state of Dark Energy. It is designed to precisely measure several hundred high-redshift supernovae.
* "Report of the Dark Energy Task Force"
* "HubbleSite.org – Dark Energy Website" Multimedia presentation explores the science of dark energy and Hubble's role in its discovery.
* "Surveying the dark side"
* "Dark energy and 3-manifold topology" Acta Physica Polonica 38 (2007), pp.&nbsp;3633–3639
* The Dark Energy Survey
* The Joint Dark Energy Mission
* Harvard: Dark Energy Found Stifling Growth in Universe, primary source
* April 2010 Smithsonian Magazine Article 
* HETDEX Dark energy experiment
* Dark Energy FAQ 
* "The Dark Universe" Erik Verlinde, Sabine Hossenfelder and Catherine Heymans debate whether theories of dark matter & dark energy are true
* Euclid ESA Satellite, a mission to map the geometry of the dark universe
* Dark Energy, What it could be?