Ilustrasi konsep pengukuran jarak kosmik.
Mengukur cara mengukur alam semesta adalah salah satu tantangan terbesar dalam sains modern. Alam semesta membentang dalam skala yang luar biasa besar, jauh melampaui kemampuan pengukuran langsung kita di Bumi. Oleh karena itu, para astronom telah mengembangkan serangkaian teknik cerdas, yang sering disebut sebagai 'Tangga Jarak Kosmik' (Cosmic Distance Ladder), di mana setiap anak tangga memungkinkan kita mengukur jarak ke objek yang semakin jauh.
Untuk objek-objek terdekat di galaksi kita, teknik paling akurat adalah paralaks trigonometri. Konsep ini sederhana: Jika Anda mengulurkan tangan Anda dan melihat ibu jari Anda bergantian dengan mata kiri dan mata kanan, posisi relatif ibu jari akan tampak bergeser terhadap latar belakang. Pergeseran ini adalah paralaks.
Dalam astronomi, kita menggunakan orbit Bumi mengelilingi Matahari sebagai dua 'mata'. Kita mengamati bintang pada satu waktu, lalu enam bulan kemudian ketika Bumi berada di sisi berlawanan dari orbitnya (berjarak 2 Unit Astronomi). Pergeseran kecil sudut bintang relatif terhadap bintang latar belakang yang jauh memungkinkan kita menghitung jaraknya menggunakan trigonometri sederhana (membuat segitiga dengan dua sisi yang diketahui dan sudut yang diukur).
Metode ini sangat efektif untuk bintang-bintang dalam jarak beberapa ratus tahun cahaya. Namun, saat objek semakin jauh, sudut paralaks menjadi terlalu kecil untuk diukur secara akurat, sehingga kita harus beralih ke anak tangga berikutnya.
Untuk mengukur jarak yang lebih jauh, kita memerlukan objek yang kita ketahui seberapa terang aslinya (luminositas intrinsik). Objek-objek ini dikenal sebagai lilin standar. Jika kita tahu seberapa terang sebuah lampu sebenarnya, dan kita mengukur seberapa redup ia terlihat dari Bumi, kita bisa menghitung jaraknya berdasarkan hukum kuadrat terbalik (intensitas cahaya berkurang sebanding dengan kuadrat jarak).
Lilin standar yang paling terkenal untuk jarak menengah adalah bintang variabel Cepheid. Bintang-bintang ini berdenyut secara periodik. Astronom Henrietta Leavitt menemukan hubungan perioda-luminositas yang sangat ketat: semakin lama periode denyutan Cepheid, semakin terang luminositas intrinsiknya.
Dengan mengukur periode denyutan Cepheid di galaksi lain, kita dapat menentukan luminositas aslinya, dan dari situ, menghitung jarak galaksi tersebut. Cepheid memungkinkan kita mengukur jarak hingga puluhan juta tahun cahaya.
Ketika kita ingin mengukur cara mengukur alam semesta yang sangat luas—hingga miliaran tahun cahaya—Cepheid menjadi terlalu redup untuk dilihat. Di sinilah Supernova Tipe Ia berperan.
Supernova Tipe Ia terjadi ketika sebuah katai putih dalam sistem biner menarik terlalu banyak materi dari bintang pendampingnya hingga mencapai batas massa kritis (Batas Chandrasekhar) dan meledak. Ledakan ini hampir selalu memiliki energi dan luminositas puncak yang hampir identik. Ini menjadikannya lilin standar yang sangat andal, bahkan pada jarak kosmik yang ekstrem.
Dengan mengamati puncak kecerahan Supernova Tipe Ia, para ilmuwan dapat mengukur jarak hingga galaksi tempat supernova itu terjadi, membantu kita memetakan struktur alam semesta yang lebih luas.
Untuk mengukur objek paling jauh, kita mengandalkan ekspansi alam semesta itu sendiri. Ketika galaksi bergerak menjauh dari kita karena alam semesta mengembang, panjang gelombang cahayanya meregang, menyebabkan cahaya bergeser ke ujung spektrum yang lebih merah—inilah yang disebut pergeseran merah (redshift).
Edwin Hubble menemukan bahwa kecepatan sebuah galaksi menjauh (v) berbanding lurus dengan jaraknya (d) dari kita: $v = H_0 \times d$, di mana $H_0$ adalah konstanta Hubble. Dengan mengukur pergeseran merah galaksi (yang mengukur $v$), kita bisa mengestimasi jaraknya ($d$).
Metode ini bergantung pada validitas Hukum Hubble dan pengukuran yang akurat terhadap konstanta Hubble, yang saat ini masih menjadi subjek penelitian intensif. Namun, pergeseran merah adalah satu-satunya cara kita bisa menaksir ukuran alam semesta yang teramati—sebuah wilayah yang membentang lebih dari 93 miliar tahun cahaya.
Pada intinya, cara mengukur alam semesta adalah kisah tentang pengembangan alat ukur bertingkat, di mana setiap metode baru membangun kalibrasi dari metode sebelumnya, memungkinkan manusia untuk melihat semakin jauh ke dalam kedalaman ruang dan waktu.