Kosmologi adalah studi tentang alam semesta secara keseluruhan: asal-usul, struktur skala besar, dan evolusinya. Kosmologi Fisik menggabungkan fisika partikel dan Relativitas Umum Einstein untuk menjelaskan dinamika kosmik.

5.1 Teori Dentuman Besar (The Big Bang Theory)

Teori Dentuman Besar adalah model ilmiah yang diterima secara luas yang menjelaskan bahwa alam semesta berevolusi dari keadaan yang sangat padat, sangat panas, dan seragam, sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu.

A. Tiga Pilar Bukti Big Bang

1. Hukum Hubble (Pengembangan Alam Semesta): Pengamatan bahwa galaksi-galaksi bergerak menjauh dari kita dengan kecepatan yang sebanding dengan jaraknya ($v = H_0 d$). Ini menunjukkan bahwa ruang angkasa itu sendiri mengembang.
   • Pergeseran Merah Kosmologis: Bukti ini diperoleh melalui pengamatan bahwa cahaya dari galaksi jauh bergeser ke panjang gelombang yang lebih panjang (merah) karena pengembangan ruang, bukan hanya gerakan melalui ruang.
2. Radiasi Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik (Cosmic Microwave Background – CMB): Radiasi sisa yang sangat seragam dan isotropik dari fase awal alam semesta yang panas. Ditemukan pada tahun 1964. CMB adalah bukti langsung bahwa alam semesta pernah sangat panas dan padat. Suhu CMB saat ini adalah sekitar $2.725$ Kelvin.
3. Kelimpahan Unsur Ringan (Nukleosintesis Big Bang – BBN): Teori BBN memprediksi bahwa hanya unsur ringan (Hidrogen, Helium, dan sejumlah kecil Litium) yang dapat terbentuk dalam beberapa menit pertama setelah Big Bang. Rasio kelimpahan unsur-unsur ini yang teramati di alam semesta kuno sangat sesuai dengan prediksi teori.

5.2 Kronologi Alam Semesta Awal

Model Big Bang menjelaskan serangkaian era penting dalam evolusi alam semesta:

1. Era Planck dan Inflasi: Era sangat awal (kurang dari $10^{-32}$ detik) di mana gaya fundamental (gravitasi, elektromagnetik, kuat, lemah) mungkin menyatu. Diikuti oleh periode Inflasi, yaitu pengembangan ruang yang sangat cepat dan eksponensial, yang menjelaskan mengapa alam semesta sangat seragam (homogen) dan datar pada skala besar.
2. Era Kuark/Hadron: Setelah pendinginan, partikel dasar (kuark) bergabung membentuk proton dan neutron.
3. Nukleosintesis (BBN): Terjadi sekitar 3 menit setelah Big Bang, membentuk inti Helium dan sedikit Deuterium/Litium.
4. Rekombinasi dan Dekopling (Usia $\approx 380.000$ tahun): Suhu turun hingga atom netral dapat terbentuk. Foton tidak lagi berinteraksi dengan plasma dan bebas bergerak. Foton-foton ini adalah CMB yang kita amati hari ini. Alam semesta menjadi transparan.
5. Era Gelap (Dark Ages): Periode setelah CMB hingga terbentuknya bintang dan galaksi pertama.
6. Reionisasi: Cahaya dari bintang dan galaksi pertama mengionisasi ulang gas Hidrogen di seluruh alam semesta.

5.3 Komponen Massa-Energi Alam Semesta

Pengamatan kosmologis modern menunjukkan bahwa materi “biasa” yang menyusun bintang, planet, dan manusia hanyalah sebagian kecil dari total isi alam semesta.

Komponen	Persentase Total Massa-Energi	Sifat
Materi Normal/Baryonic	$\approx 4.9\%$	Semua materi yang tersusun dari proton dan neutron (atom, bintang, galaksi).
Materi Gelap (Dark Matter)	$\approx 26.8\%$	Materi yang tidak memancarkan atau berinteraksi dengan cahaya EM, tetapi dideteksi melalui efek gravitasinya pada rotasi galaksi dan dinamika gugus.
Energi Gelap (Dark Energy)	$\approx 68.3\%$	Bentuk energi misterius yang bertanggung jawab atas percepatan pengembangan alam semesta. Bertindak seperti tekanan negatif.

A. Materi Gelap

Bukti keberadaannya meliputi:

• Kurva Rotasi Galaksi: Bintang di tepi luar galaksi berputar lebih cepat dari yang diprediksi oleh massa tampak galaksi, menunjukkan adanya Halo Materi Gelap yang luas.
• Lensa Gravitasi: Cahaya dari galaksi jauh dibelokkan oleh massa yang tak terlihat di gugus galaksi.

B. Energi Gelap

Ditemukan melalui pengamatan Supernova Tipe Ia yang jauh pada akhir 1990-an. Supernova ini berfungsi sebagai “lilin standar” dan menunjukkan bahwa galaksi-galaksi yang jauh bergerak menjauh dari kita lebih cepat daripada yang diperkirakan—menunjukkan bahwa pengembangan alam semesta sedang berakselerasi. Energi Gelap adalah penjelasan yang paling mungkin untuk percepatan ini.

5.4 Nasib Akhir Alam Semesta

Nasib alam semesta bergantung pada kepadatan total massa dan energi ( $\Omega$ ):

• Jika $\Omega > 1$ (Alam Semesta Tertutup): Gravitasi akan menang, dan pengembangan akan berhenti, diikuti oleh kontraksi (Big Crunch).
• Jika $\Omega = 1$ (Alam Semesta Datar): Pengembangan akan terus melambat tetapi tidak akan pernah berhenti.
• Jika $\Omega < 1$ (Alam Semesta Terbuka): Gravitasi tidak cukup kuat untuk menghentikan pengembangan.

Karena dominasi Energi Gelap dan percepatan pengembangan yang terjadi, model yang paling mungkin saat ini adalah:

• Big Freeze (Pembekuan Besar) / Heat Death: Alam semesta akan terus mengembang, menjadi semakin dingin dan renggang. Energi akan tersebar merata, dan semua proses termodinamika akan berhenti.