Kronologi alam semesta

sejarah dan masa depan alam semesta menurut model Dentuman Besar
(Dialihkan dari Sejarah alam semesta)

Kronologi alam semesta adalah sejarah dan masa depan alam semesta menurut model kosmologi saat ini.

Garis waktu alam semesta. Alam semesta terbentuk melalui Dentuman Besar dan berlanjut ke inflasi kosmik yang menyebabkan alam semesta mengembang.

Alam semesta terbentuk sekitar 13,77 miliar tahun yang lalu menurut model Dentuman Besar yang didasarkan pada pengamatan radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis, struktur skala besar, dan pergeseran merah supernova jauh,[1] dengan terbentuknya partikel, atom, gravitasi,[2] bintang, galaksi, ruang, waktu, materi, dan energi.[3] Dengan lebih dari 95% alam semesta hadir dalam bentuk terselubung energi gelap dan materi gelap yang tidak dapat dijelaskan dan dideteksi secara langsung. Alam semesta yang dapat diamati menunjukkan perluasan yang dipercepat yang mewakili sebagian kecil energi yang bahkan lebih besar daripada materi gravitasi.[4][1]

Garis besarSunting

Lima era alam semestaSunting

Terdapat setidaknya lima era di alam semesta:[5]

Secara bertahap, alam semesta dimulai dengan Dentuman Besar di era primordial sekitar 106 tahun, Era stelliferous 1014 tahun, era degenerasi 1045 tahun, era lubang hitam 10100 tahun, hingga era kegelapan 10100 tahun seterusnya. Setelah era kegelapan, kehidupan sepertinya menjadi mustahil.[6]

Era primordialSunting

Dentuman Besar dimulai sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu yang diawali dengan alam semesta yang seukuran titik padat, di mana eneegi yang menyusun seluruh kosmos terkumpul di dalam titik yang sangat padat,[7] yang dikenal sebagai "singularitas awal".[8] Era Planck[9] adalah masa alam semesta setelah Dentuman Besar dan periode waktu paling awal dari sejarah alam semesta dari nol hingga 10-43 detik. Setelah masa ini, alam semesta kemudian dengan cepat mengarah ke era inflasi kosmik, di mana alam semesta berkembang pesat.[10] Alam semesta mulai menggelembung dengan cepat, yang pertama terbentuk adalah partikel sub atom seperti kuark. Kemudian partikel yang lebih besar seperti proton dan neutron. Sekitar tiga menit kemudian, alam semesta mendingin hingga 1 miliar °C. Hal ini memungkinkan proton dan neutron untuk bersatu melalui fusi dan membentuk inti atom, inti atom yang bermuatan.[7]

Tetapi setelah 20 menit, alam semesta tidak lagi cukup panas untuk fusi. Yang tersisa adalah sup elektron yang panas dan keruh serta inti hidrogen dan helium. Tahap ini berlangsung selama kurang lebih 380.000 tahun. Akhirnya, kosmos menjadi cukup dingin untuk elektron untuk berpasangan dengan inti atom untuk membuat atom pertama.[7] Kemudian, alam semesta memasuki era kegelapan, antara masa rekombinasi dan perkembangan struktur non-linear pertama, dan sup ini mulai membentuk atom hidrogen netral, dan seiring waktu - di bawah pengaruh gravitasi - ini bersama membentuk bintang yang menyala. Transisi ini dikenal sebagai fajar kosmik atau reionisasi kosmik.[11][12]

Pada pergeseran merah 5 - 20, Bintang-bintang di alam semesta mulai terbentuk ratusan juta tahun setelah Dentuman Besar di dalam 'subgalaksi' dan menciptakan elemen berat pertama; sistem yang sama ini (mungkin juga kuasar mini) menghasilkan radiasi UV yang mengionisasi IGM, dan mungkin juga medan magnet signifikan pertama.[13][14]

Era StelliferousSunting

Bintang-bintang mulai bermunculan dan dikenal sebagai populasi III, dan merupakan bintang hiper raksasa yang diyakini umum,[15] Bintang-bintang ini menyebarkan elemen berat pertama, membuka jalan bagi pembentukan tata surya. Dan runtuhmya beberapa bintang pertama mungkin telah menumbuhkan lubang hitam supermasif yang terletak di jantung galaksi dan menjadi kekuatan yang spektakuler dari kuasar. Setelah satu miliar tahun, beberapa galaksi terang dan kuasar sudah muncul,[16] yang menghasilkan cahaya intens.

Alam semesta terus berkembang selama beberapa miliar tahun berikutnya. Titik dengan kepadatan lebih tinggi di alam semesta purba menarik materi secara gravitasi ke dirinya sendiri. Ini perlahan-lahan tumbuh menjadi gugus galaksi dan untaian panjang gas dan debu, menghasilkan jaringan kosmik yang dapat dilihat hari ini.[17] Tata surya kemudian terbentuk sekitar 4,56 miliar tahun yang lalu dari awan padat gas dan debu antarbintang.[18] Hampir semua benda di Tata Surya terbentuk dari cakram akresi, dengan kecepatan orbit yang sama dengan kecepatan kosmik pertama.[19] Secara bertahap, matahari mulai terbentuk, disusul oleh planet, meteoroid, komet, dan asteroid.[20]

Era DegenerasiSunting

Saat ini, alam semesta berada di Era Stelliferous, dipenuhi oleh bintang berenergi tinggi dan dipenuhi galaksi. Bintang seperti matahari membakar hidrogen di intinya. Sehingga saat kehabisan bahan bakar, mereka membengkak menjadi raksasa merah, menjadi ratusan kali lebih besar dan menelan planet di dekatnya. Dalam hal ini, matahari akan menelan planet Merkurius, Venus, dan Bumi. Akhirnya, bintang mirip matahari kehilangan lapisan terluarnya, hanya menyisakan inti yang terbakar, katai putih.[21]

Karena alam semesta terus meluas, termodinamika alam semesta akan mendingin.[22] Sekitar 1000 triliun tahun dari sekarang, alam semesta akan memasuki era Degenerasi. Struktur berskala besar di alam semesta berhenti tumbuh. Struktur terikat individu seperti seperti galaksi dan gugus galaksi, pada akhirnya akan bergabung membentuk satu galaksi elips raksasa.[23] Bintang akan terbakar menjadi sekam degenerasi yang tidak dapat lagi mendukung reaksi pembakaran hidrogen, dan akan ada sebagai katai putih, katai merah, katai coklat, atau bintang neutron; beberapa bintang masif akan runtuh menjadi lubang hitam, yang akan memakan peninggalan bintang lainnya.[24] Interaksi gravitasi akan mengeluarkan sebagian besar bintang ke ruang antargalaksi.

Era lubang hitamSunting

Berikutnya alam semesta akan maju ke Era Lubang Hitam, sekitar 10100 tahun dari sekarang. Pada saat itu, lubang hitam akan memakan entitas yang tersisa di alam semesta dan secara bertahap akan membocorkan radiasi itu sendiri, dikenal sebagai radiasi Hawking, yang pada dasarnya menguap triliunan tahun.[24]

Era kegelapanSunting

Akhirnya, alam semesta akan memasuki Era Kegelapan, di mana tidak akan ada materi yang akan ada, hanya sup partikel dasar seperti elektron, positron, neutrino, dan partikel eksotis lainnya.[24] Di kegelaan total, bintang dingin yang dikenal sebagai katai hitam akan mulai meledak dalam rangkaian supernova yang spektakuler. Ini merupakan peristiwa terakhir sebelum semuanya menjadi gelap selamanya. Ledakan seperti ini akan terjadi dalam 101100 tahun dari sekarang, dan berlanjut hingga 1032000 tahun. Karena alam semesta meluas, maka setiap supernova ini tidak dapat diamati satu sama lain.[25]

Alam semesta sangat awalSunting

Sejak Dentuman Besar, alam semesta telah melewati beberapa era yang dibedakan oleh perilaku alam dan partikel fundamental alam semesta. Alam semesta homogen dan isotropik pada tahap evolusi dan tahap selanjutnya.[26][27]

Era radiasi berlangsung selama 50.000 tahun.

Era PlanckSunting

Meskipun fisikawan memiliki pemahaman yang baik mengenai tahap-tahap awal asal mula alam semesta, sepersekian detik setelah Dentuman Besar, yang dikenal sebagai Era Planck, tidak dipahami dengan baik; hukum fisika saat ini rusak.[28] Pada saat ini, semua materi terkondensasi pada satu titik dengan kepadatan tak terbatas dan panas yang ekstrem.[29] Era Planck adalah waktu di mana fisika diasumsikan telah didominasi oleh efek gravitasi kuantum dan menandai dimulainya era atau zaman baru.[30] Dari momen perluasan awal hingga 10-43 detik setengahnya, Relativitas umum mengusulkan singularitas gravitasi sebelum waktu ini (meskipun itu mungkin rusak akibat efek kuantum), dan ahli kosmologi menduga bahwa empat gaya fundamental yang bekerja di alam semesta saat ini (kuat, lemah, elektromagnetisme, dan gravitasi) digabungkan menjadi satu gaya terpadu. Pada titik ini alam semesta hanya membentang di wilayah 10-35 meter (panjang Planck) dan suhu lebih dari 1032 K (suhu Planck).[26][31]

Era unifikasi besarSunting

Era unifikasi besar mengikuti Era Planck, berlangsung antara 10-43 detik dan 10-35 detik. Era dimulai dengan pemisahan gravitasi dari tiga gaya lainnya dan diakhiri dengan pemisahan gaya kuat dari gaya elektrolemah.[26] Setelah gravitasi terpisah, hanya ada satu bidang terpisah, yaitu Teori Penyatuan Besar (GUT), yang memprediksi boson.[32] Suhu alam semesta turun menjadi 1032 K.[33]

Era elektrolemahSunting

Pada awal era elektro (10-35 hingga 10-10 detik), gaya kuat terlepas dari gaya elektrolemah, melepaskan sejumlah besar energi dan memicu perluasan cepat mendadak yang dikenal sebagai inflasi, dikenal sebagai era inflasi yang berlangsung antara 10-36 hingga 10-32. Karena ruang mengembang lebih cepat daripada kecepatan cahaya, interaksi yang sangat energik menciptakan partikel-partikel dasar seperti foton, kuark, dan gluon. Alam semesta dipenuhi oleh plasma kuark-gluon. Dimensi awal linier alam semesta awal meningkat selama periode sepersekian detik ini dengan faktor 1026 menjadi sekitar 10 cm (seukuran jeruk bali). Era tersebut berakhir dengan pemisahan elektromagnetisme dari gaya lemah.[26][31]

Era partikel dasarSunting

Antara 10-10 detik dan 0,001 detik, Era partikel dasar, "sup partikel" memenuhi alam semesta. Kuark dan antikuark, elektron dan positron, serta partikel dan antipartikel lainnya terus-menerus bertukar massa dengan energi melalui tumbukan materi dan antimateri. Kuark dan lepton adalah partikel pertama yang muncul;[34] semua kuark bersifat monokromatik.[35] Saat alam semesta mendingin, suhu turun terlalu rendah untuk menciptakan kembali pasangan partikel dari foton dan partikel terus memusnahkan tanpa tergantikan. Sedikit asimetri antara jumlah (atau mungkin perilaku) materi dan antimateri memungkinkan materi mendominasi dan menjadi bahan utama alam semesta. Suhu yang lebih dingin juga memungkinkan gaya nuklir kuat menarik kuark bersama-sama untuk membentuk proton dan neutron.[26]

Era kuarkSunting

Era kuark berlangsung selama sekitar 10-12 hingga 10-6 detik. Suhu alam semesta turun di bawah 1013 K, proton dan neutron tidak diproduksi lagi berpasangan, dan empat gaya fundamental mengambil bentuknya yang sekarang. Kuark dan antikuark memusnahkan satu sama lain saat kontak, tetapi, dalam proses yang dikenal sebagai bariogenesis, tambahan kuark (sekitar satu untuk setiap miliar pasangan) bertahan, yang pada akhirnya membentuk materi.[33][31]

Era hadronSunting

Era hadron, dari 10-6 hingga 10-2 detik. Suhu alam semesta mendingin hingga sekitar satu triliun derajat, cukup dingin untuk memungkinkan kuark bergabung membentuk hadron (seperti proton dan neutron). Elektron yang bertabrakan dengan proton dalam kondisi ekstrem zaman hadron berfungsi untuk membentuk neutron dan melepaskan neutrino tak bermassa, yang terus bergerak bebas di ruang angkasa saat ini, pada atau mendekati kecepatan cahaya. Beberapa neutron dan neutrino bergabung kembali menjadi pasangan proton-elektron baru. Satu-satunya aturan yang mengatur penggabungan dan penggabungan kembali yang tampaknya acak ini adalah bahwa keseluruhan muatan atau energi (termasuk energi massa) dikonversi.[31]

Era leptonSunting

Berlanjut ke era lepton, berlangsung selama alam semesta berusia 1 - 100 detik. Selama zaman ini, lepton (elektron, neutrino, dan partikel cahaya lainnya) masih diproduksi berpasangan, karena mereka adalah partikel cahaya.[33] Setelah mayoritas (tapi tidak semua) hadron dan antihadron memusnahkan satu sama lain di akhir zaman hadron, lepton dan antilepton mendominasi seluruh massa alam semesta. Ketika elektron dan positron bertabrakan dan memusnahkan satu sama lain, energi dalam bentuk foton dibebaskan, dan foton yang bertabrakan pada gilirannya menciptakan lebih banyak pasangan elektron-positron.[31]

Era nuklirSunting

Era nuklir berlangsung pada beberapa detik pertama. Proton dan neutron bergabung menjadi inti. Pada saat alam semesta berusia 15 menit, banyak helium telah terbentuk.

Era nukleosintesisSunting

Fusi berlanjut di era nukleosintesis (0,001 detik hingga 20 menit), ketika proton dan neutron bergabung menjadi inti atom pertama, hidrogen, beberapa di antaranya bergabung lebih jauh menjadi helium dan litium. Pendinginan terus berlanjut dan suhu segera turun terlalu rendah untuk fusi untuk melanjutkan ke era nuklir (3 menit hingga 380.000 tahun). Nukleonistesis Dentuman Besar telah meninggalkan alam semesta dengan sekitar 75% inti hidrogen, 25% inti helium, dan jumlah jejak inti litium dan deuterium. Plasma inti bermuatan positif dan elektron bebas bermuatan negatif memenuhi alam semesta, menjebak foton di tengah-tengahnya.[26]

Alam semesta awal dan pembentukan strukturSunting

Era materi

Pembentukan atomSunting

 
Latar belakang gelombang mikro kosmik, radiasi peninggalan sejak lahirnya alam semesta. NASA/WMAP

Era atom atau rekombinasi (380.000 tahun - 1 miliar tahun atau lebih) dimulai saat alam semesta akhirnya mendingin dan berkembang cukup bagi inti atom untuk menangkap elektron bebas, membentuk atom netral yang lengkap. Foton yang sebelumnya terperangkap akhirnya bebas bergerak di luar angkasa sejak saat itu, membentuk latar belakang gelombang mikro kosmik. Rekombinasi secara dramatis mengubah tampilan alam semesta; sebelumnya kabut buram, dan sekarang menjadi transparan. Perluasan sejak asal mula alam semesta telah menggeser foton yang awaknya energik menjadi panjang gelombang mikro. CMB juga menandai titik terjauh di masa lampau yang dapat diamati - waktu sebelumnya kadang-kadang disebut sebagai era kegelapan.[26][36]

Pembentukan struktur berskala besarSunting

Alam semesta pada awalnya cukup gelap untuk waktu yang lama setelah rekombinasi, bintang pertama terbentuk 200 juta tahun dan hanya benar-benar menyala saat bintang-bintang pertama mulai bersinar 300 juta tahun yang lalu setelah Dentuman Besar untuk memulai fusi nuklir.[37] Bintang-bintang di alam semesta menandai akhir zaman kegelapan kosmik, menyediakan gas yang yang diperkaya yang dibutuhkan untuk bintang generasi selanjutnya, berkonstribusi pada reionisasi, dan mungkin menjadi pendahulu lubang hitam yang menyatu dan memberi daya pada kuasar awal yang cerah.[38] Mereka membantu banyak hal yang telah dicapai oleh masa rekombinasi. Bintang-bintang awal ini - dan mungkin beberapa sumber misteri lainnya - memisahkan radiasi yang cukup untuk memisahkan sebagian besar hidrogen alam semesta kembali menjadi proton dan elektron penyusunnya.[36]

Proses ini, yang dikenal sebagai reionisasi, tampaknya telah berjalan sekitar satu miliar tahun setelah Dentuman Besar. Seiring waktu, bintang-bintang bergravitasi bersama untuk membuat galaksi, yang mengarah ke struktur berskala lebih besar di alam semesta.[36] Galaksi-galaksi pertama di alam semesta dianggap rapuh, dan tidak terlalu bagus dalam hal melahirkan bintang.[39] Galaksi tertua yang diketahui, Gz-11, berasal dari alam semesta berusia 400 juta tahun.[40] Kemudian, hingga saat ini struktur berskala besar di alam semesta yang terbentuk, seperti void dan gugus galaksi, gelembung, lembaran, dan filamen galaksi.[41]

Pertengahan hingga saat iniSunting

Tiga hingga enam miliar tahun setelah Dentuman Besar, bintang-bintang dibuat dengan kecepatan kira-kira sepuluh kali lipat daripada saat ini.[42] Sekitar 4,6 miliar tahun lalu, Matahari dan planet-planet terbentuk dari kontraksi sebagian awan gas/debu di bawah tarikan gravitasi sendiri dan bahwa rotasi jaring kecil dari awan tersebut menciptakan piringan di sekitar kondensasi pusat. Kondensasi pusat akhirnya membentuk matahari, sementara kondensasi kecil di piringan membentuk planet dan satelitnya.[43]10 miliar tahun setelah Dentuman Besar, energi gelap, mulai berakselerasi.[44] Karena alam semesta akan digelembungkan beberapa kali lipat, pada dasarkan alam semesta akan memiliki geometri ruang datar.[45]

Diperkirakan bahwa kandungan materi mengatur perluasan alam semesta saat ini. Alam semesta datar menyiratkan kerapatan energi ekuivalen sekitar 8 x 10-27 kg m-3, kerapatan kritis. Untuk kerapatan di bawah nilai ini, alam semesta akan terbuka dan mengembang selamanya, sedangkan pada kepadatan yang lebih tinggi akan tertutup dan akhirnya runtuh kembali.[46]

Alam semesta hari iniSunting

Dalam penemuan Edwin Hubble pada 1920-an, menunjukkan bahwa alam semesta meluas dan terjadi hingga saat ini.[47] Sejak tahun 1998, dua kelompok melaporkan bukti berdasarkan ledakan supernova tipe Ia bahwa perluasan alam semesta tidak melambat, tetapi sebenarnya semakin cepat.[48]

KosmologiSunting

 
Gambar Hubble ultra deep field oleh Teleskop Hubble, menampilkan galaksi-galaksi yang jauh di rasi bintang Fornax.

Bintang tidak tersebar secara acak di ruang, mereka berkumpul menjadi kelompok besar yang dikenal sebagai galaksi. Hari ini, terdapat sekitar 1022 hingga 1024 bintang dan 1011 hingga 1012 galaksi di alam semesta.[49] Hampir semua galaksi besar diperkirakan juga mengandung lubang hitam supermasif di pusatnya. Beberapa dari sistem jauh itu mirip dengan galaksi Bima Sakti, sementara yang lain berbeda.[50] Galaksi tidak tersebar secara seragam di ruang angkasa. Dalam skala besar, alam semesta menampilkan struktur yang koheren, dengan galaksi-galaksi yang terkumpul dalam kelompok dan gugus, dan diperkuat dengan proporsi yang sangat besar oleh gaya gravitasi.[51][52]

Alam semesta yang terlihat - planet, bintang, galaksi - terbuat dari proton, neutron, dan elektron digabung menjadi atom. Penemuan abad ke-20 menemukan bahwa materi biasa atau barion, kurang dari 5 persen massa alam semesta. Sisa alam semesta tampaknya terbuat dari zat misterius yang tak nampak yang disebut materi gelap (27%) dan gaya yang menolak gravitasi dikenal sebagai energi gelap (68%).[53][54] Sejak tahun 1990-an telah diketahui alam semesta mengembang dengan kecepatan semakin tinggi, sebuah fenomena yang secara historis dikaitkan dengan apa yang disebut energi gelap. Energi gelap telah disimpulkan dari sejumlah pengamatan astronomi yang independen, yang meliputi pengukuran jarak supernova tipe Ia,[55][56][57] perkiraan usia alam semesta,[58] pengukuran katar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) anisotropi,[59][60] dan perkiraan pengelompokan.[61] Energi gelap hipotetis tidak terlihat, dan dapat dianggap sebagai sifat intrinsik ruang waktu daripada materi biasa (energi stres) yang merupakan umber kelengkungan ruang-waktu. Kepadatan energi gelap adalah konstan, juga berbeda dengan materi/energi biasa.[62] Sementara itu, materi gelap tidak terlihat. Ia bukanlah materi biasa atau antimateri, tetapi dapat menimbulkan gravitasi dan secara alternatif dijelaskan untuk mekanisme pelensaan gravitasi misterius.[54][63] Saat ini, tidak ada mekanisme atau proses fisik yang mendasari fenomena yang dikaitkan dengan materi gelap atau energi gelap.[62]

Masa depan dan nasib akhirSunting

Alam semesta telah terbentuk sekitar 13,77 miliar tahun yang lalu dari keadaan homogen dengan kepadatan dan suhu yang tinggi, dan berevolusi.[64] Alam semesta awal seragam, bentuk alam semesta saat ini datar, dan teori inflasi mengatakan bahwa alam semesta mengalami periode pengembangan yang sangat cepat dalam beberapa saat, akhirnya mendatar untuk menciptakan alam semesta yang datar dan seragam.[65] Alam semesta mengembang, tumbuh lebih besar, dan lebih dingin; alam semesta berevolusi secara permanen, ia tidak statis atau abadi, termasuk bintang dan galaksi. Penemuan selanjutnya menemukan bahwa alam semesta mengalami percepatan, yang didorong oleh energi misterius yang dinamakan energi gelap, sebuah energi yang menghasilkan antigravitasi yang mampu menahan ledakan yang diperkirakan, dan dengan kekuatan sangat besar sehingga dapat mempercepat perluasan ruang.[66]

Berbagai skenario telah diajukan untuk menjelaskan masa depan hingga nasib akhir alam semesta seperti Rengkuhan Besar, Kematian Panas dan Pembekuan Besar, dan Pengkoyakan Besar.[67] Untuk memahami nasib akhir alam semesta, terletak pada pemahaman mengenai sifat-sifat energi gelap yang dapat menentukan pengaruhnya terhadap alam semesta yang mengembang. Jika alam semesta memiliki kepadatan materi gelap yang tinggi, perluasan Hubble yang dimulai dengan Dentuman Besar terus melambat karena tarikan gravitasi materi gelap yang memenuhi alam semesta, berakhir dengan kritis. Setelah mencapai titik balik ini, gravitasi dari semua materi dan energi yang ada akan mulai menarik, dan semuanya runtuh bersama-sama. Di alam semesta dengan kepadatan kritis materi gelap yang lebih rendah, perluasan meluncur. Di alam semesta dengan materi gelap dengan energi gelap, perlambatan awak dibalik dengan waktu-waktu akhir dengan meningkatnya dominasi energi gelap.[68][69][70]

Jika energi gelap hipotetis terus mendominasi keseimbangan alam semesta, maka perluasan ruang angkasa saat ini akan terus meningkat secara eksponensial. Struktur yang belum terikat gravitasi pada akhirnya akan terpisah. Bumi dan Bima Sakti akan tetap tidak terganggu sementara bagian alam semesta lainnya menjauh. Alam semestta terus mengembang dan mendingin selamanya. Jika alam semesta memiliki penyimpangan dari keseimbangan sempurna antara kepadatan materi dan energi awal alan semesta dan laju perluasan awal harus kurang dari satu bagian 1025. Mungkin alam semesta berada tepat di perbatasan yang memisahkan perluasan abadi dan keruntuhan, di mana hanya satu proton lagi yang akan mengubah nasib. Alam semesta kritis akan mengalami penurunan laju perluasan, secara asimtotik, hingga nol, tetapi laju perluasan tidak akan pernah berbalik sendiri.[68][69]

ReferensiSunting

  1. ^ a b Matts, Roos (March 2008). "Expansion of the Universe - Standard Big Bang Model". ResearchGate (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  2. ^ Izetali, Tileshev. "THE ORIGIN OF THE UNIVERSE. A THEORY OF UNIFIED FIELD - IZETALI". ResearchGate (dalam bahasa Inggris). doi:10.13140/rg.2.2.11171.30246. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  3. ^ "The Physical Universe". Harvard University (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  4. ^ The Dark Universe (dalam bahasa Inggris). ISBN 978-0-7503-1373-5. 
  5. ^ Robby, Berman. "There are 5 eras in the universe's lifecycle. Right now, we're in the second era". bigthink (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  6. ^ "Astronomy 141 (Prof. Gaudi, Spring 2007)". www.astronomy.ohio-state.edu. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  7. ^ a b c "The big bang". The big bang | Institute of Physics (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  8. ^ Gasperini, Maurizio (2008). The Universe Before the Big Bang: Cosmology and String Theory. Astronomers' Universe (dalam bahasa Inggris). Berlin Heidelberg: Springer-Verlag. ISBN 978-3-540-74419-1. 
  9. ^ Riggs, Peter J. (2018-06-27). "The Physical State of the Universe in the Planck Era". Zeitschrift für Naturforschung A (dalam bahasa Inggris). 73 (6): 533–537. doi:10.1515/zna-2018-0110. ISSN 0932-0784. 
  10. ^ "What does PLANCK EPOCH mean?". www.definitions.net (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  11. ^ Loeb, Abraham; Ferrara, Andrea; Ellis, Richard S. (2008). Schaerer, Daniel; Hempel, Angela; Puy, Denis, ed. First Light in the Universe: Saas-Fee Advanced Course 36. Swiss Society for Astrophysics and Astronomy. Saas-Fee Advanced Course (dalam bahasa Inggris). Berlin Heidelberg: Springer-Verlag. ISBN 978-3-540-74162-6. 
  12. ^ Gibney, Elizabeth (2018-02-28). "Astronomers detect light from the Universe's first stars". Nature (dalam bahasa Inggris). doi:10.1038/d41586-018-02616-8. 
  13. ^ "Searching for the End of the Universe's "Dark Age"". Universe Today (dalam bahasa Inggris). 2020-06-17. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  14. ^ Rees, Martin J (2000-08-01). "'First light' in the universe: what ended the 'dark age'?". Physics Reports (dalam bahasa Inggris). 333-334: 203–214. doi:10.1016/S0370-1573(00)00023-5. ISSN 0370-1573. 
  15. ^ "Stars". www.science.nasa.gov.com. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  16. ^ Bromm, Richard B. Larson,Volker. "The First Stars in the Universe". Scientific American (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-04. 
  17. ^ "From Big Bang to Present: Snapshots of Our Universe Through Time | Live Science". www.livescience.com. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  18. ^ "NASA Solar System Exploration". NASA Solar System Exploration. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  19. ^ Ferronsky, V. I.; Ferronsky, S. V. (2013). Formation of the Solar System: A New Theory of the Creation and Decay of the Celestial Bodies (dalam bahasa Inggris). Springer Netherlands. ISBN 978-94-007-5907-7. 
  20. ^ "ShieldSquare Captcha". hkvalidate.perfdrive.com. doi:10.1088/0031-8949/90/6/068001/meta. Diakses tanggal 2020-12-04. 
  21. ^ Zoulias, Manolis (2006). "The ESA Hubble 15th Anniversary Campaign: A Trans-European collaboration project". AIP Conference Proceedings. AIP. doi:10.1063/1.2348084. 
  22. ^ Becker, Adam. "How will the universe end, and could anything survive?". www.bbc.com (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-05. 
  23. ^ Siegel, Ethan. "We Have Already Entered The Sixth And Final Era Of Our Universe". Forbes (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-05. 
  24. ^ a b c "Cosmology - Implications Of The Big Bang". science.jrank.org (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-05. 
  25. ^ MannAug. 11, Adam; 2020; Pm, 5:35 (2020-08-11). "This is the way the universe ends: not with a whimper, but a bang". Science | AAAS (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-05. 
  26. ^ a b c d e f g "What's the Origin of the Universe? | What Happened During the Big Bang?". Sky & Telescope (dalam bahasa Inggris). 2014-07-21. Diakses tanggal 2020-12-07. 
  27. ^ Gorbunov, Dmitry S; Rubakov, Valery A (2011-02). Introduction to the Theory of the Early Universe. Introduction to the Theory of the Early Universe (dalam bahasa Inggris). World Scientific Publishing Company. doi:10.1142/7874. ISBN 978-981-4322-24-9. 
  28. ^ "11.8: Evolution of the Early Universe". Physics LibreTexts (dalam bahasa Inggris). 2016-11-02. Diakses tanggal 2020-12-12. 
  29. ^ "Big Bang Theory: Evolution of Our Universe". Universe Today (dalam bahasa Inggris). 2015-12-17. Diakses tanggal 2020-12-12. 
  30. ^ "planck epoch timeline". edward.gr. Diakses tanggal 2020-12-12. 
  31. ^ a b c d e "Timeline of the Big Bang - The Big Bang and the Big Crunch - The Physics of the Universe". www.physicsoftheuniverse.com. Diakses tanggal 2020-12-07. 
  32. ^ "Proceedings of the 31st International Conference on High Energy Physics Ichep 2002". 2003. doi:10.1016/c2009-0-10904-2. 
  33. ^ a b c University of Oregon (May 23, 2017). "The Early Universe". pages.uoregon.edu. Diakses tanggal 2020-12-07. 
  34. ^ "A world of particles.The story of the Universe. The Big Bang". resources.schoolscience.co.uk. Diakses tanggal 2020-12-12. 
  35. ^ Gromov, Nikolai A. (2016-03-29). "Elementary particles in the early Universe". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2016 (03): 053–053. doi:10.1088/1475-7516/2016/03/053. ISSN 1475-7516. 
  36. ^ a b c Wall, Mike (2011). "The Big Bang: What Really Happened at Our Universe's Birth? | Space". www.space.com. Diakses tanggal 2020-12-07. 
  37. ^ "When did the first stars form in the universe?". starchild.gsfc.nasa.gov. Diakses tanggal 2020-12-07. 
  38. ^ Spolyar, Douglas; Bodenheimer, Peter; Freese, Katherine; Gondolo, Paolo (2009-10-16). "DARK STARS: A NEW LOOK AT THE FIRST STARS IN THE UNIVERSE". The Astrophysical Journal. 705 (1): 1031–1042. doi:10.1088/0004-637x/705/1/1031. ISSN 0004-637X. 
  39. ^ Drake, Nadia. "Astronomers May Have Found the First Stars Born After the Big Bang". www.nationalgeographic.com (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-07. 
  40. ^ Siegel, Ethan. "The First Galaxies: What We Know And What We Still Need To Learn". Forbes (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-07. 
  41. ^ Musoke, Nathan; Hotchkiss, Shaun; Easther, Richard (2020-02-10). "Lighting the Dark: Evolution of the Postinflationary Universe". Physical Review Letters. 124 (6). doi:10.1103/physrevlett.124.061301. ISSN 0031-9007. 
  42. ^ Boogaard, Leindert A.; Brinchmann, Jarle; Bouché, Nicolas; Paalvast, Mieke; Bacon, Roland; Bouwens, Rychard J.; Contini, Thierry; Gunawardhana, Madusha L. P.; Inami, Hanae (2018-11-01). "The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey - XI. Constraining the low-mass end of the stellar mass – star formation rate relation at z < 1". Astronomy & Astrophysics (dalam bahasa Inggris). 619: A27. doi:10.1051/0004-6361/201833136. ISSN 0004-6361. 
  43. ^ "The origin of the Solar System". Royal Museums Greenwich (dalam bahasa Inggris). 2015-08-21. Diakses tanggal 2020-12-13. 
  44. ^ "The Timeline of the Big Bang and Everything We Know". Futurism (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-13. 
  45. ^ Güth, Werner; Weck-Hannemann, Hannelore (1997). Public Choice. 91 (1): 27–47. doi:10.1023/a:1004972900845. ISSN 0048-5829 http://dx.doi.org/10.1023/a:1004972900845.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
  46. ^ "C. Narayanswamy v et al C.K. Jaffar Shariff et al". dx.doi.org. 1999-01-01. Diakses tanggal 2020-12-13. 
  47. ^ Perlmutter, Saul (2003-04-01). "Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe". Physics Today. 56 (4): 53–60. doi:10.1063/1.1580050. ISSN 0031-9228. 
  48. ^ Kirshner, Robert P. (1999-04-13). "Supernovae, an accelerating universe and the cosmological constant". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 96 (8): 4224–4227. ISSN 0027-8424. PMID 10200242. 
  49. ^ "How many stars are there in the Universe?". www.esa.int (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-13. 
  50. ^ "Galaxy Information and Facts". www.nationalgeographic.com (dalam bahasa Inggris). 2019-04-17. Diakses tanggal 2020-12-13. 
  51. ^ Springel, Volker; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. (2006-04). "The large-scale structure of the Universe". Nature (dalam bahasa Inggris). 440 (7088): 1137–1144. doi:10.1038/nature04805. ISSN 1476-4687. 
  52. ^ Coil, Alison L. (2013). "Large Scale Structure of the Universe". arXiv:1202.6633 [astro-ph]: 387–421. doi:10.1007/978-94-007-5609-0_8. 
  53. ^ "Dark Matter and Dark Energy's Role in the Universe". Science (dalam bahasa Inggris). 2017-01-10. Diakses tanggal 2020-12-13. 
  54. ^ a b "Dark Energy, Dark Matter | Science Mission Directorate". science.nasa.gov. Diakses tanggal 2020-12-13. 
  55. ^ Schott, Anne F.; Hayes, Daniel F. (2012-12-20). "Reply to J. Perlmutter et al and D. Yee et al". Journal of Clinical Oncology. 30 (36): 4588–4589. doi:10.1200/jco.2012.45.3589. ISSN 0732-183X. 
  56. ^ Angles et Grandeur. Berlin, München, Boston: DE GRUYTER. 2015-12-31. hlm. 607–610. ISBN 978-1-5015-0238-5. 
  57. ^ Lü, Guo-Liang; Zhu, Chun-Hua; Wu, Bin; Han, Zhan-Wen (2006-08). "Population Synthesis for the Symbiotic Stars with Main-sequence Accretors". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (4): 447–454. doi:10.1088/1009-9271/6/4/07. ISSN 1009-9271. 
  58. ^ Dunlop, James; Peacock, John; Spinrad, Hyron; Dey, Arjun; Jimenez, Raul; Stern, Daniel; Windhorst, Rogier (1996-06). "A 3.5-Gyr-old galaxy at redshift 1.55". Nature. 381 (6583): 581–584. doi:10.1038/381581a0. ISSN 0028-0836. 
  59. ^ "Rixey's Ex'rs v. Commonwealth et al. Nov. 26, 1919. [101 S. E. 404.]". The Virginia Law Register. 6 (3): 200. 1920-07. doi:10.2307/1106643. ISSN 1547-1357. 
  60. ^ The Astrophysical Journal Supplement Series. 148 (1). 2003-09. doi:10.1086/apjs.2003.148.issue-1. ISSN 0067-0049 http://dx.doi.org/10.1086/apjs.2003.148.issue-1.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
  61. ^ "Calberg, Vilhelm Jorgensen". Benezit Dictionary of Artists. Oxford University Press. 2011-10-31. 
  62. ^ a b Huterer, Dragan; Turner, Michael S. (2000-07-31). "Degree of scale invariance of inflationary perturbations". Physical Review D. 62 (6). doi:10.1103/physrevd.62.063503. ISSN 0556-2821. 
  63. ^ "Dark energy and dark matter - Latest research and news | Nature". www.nature.com. Diakses tanggal 2020-12-14. 
  64. ^ Gamow, G. (1948-10). "The Evolution of the Universe". Nature (dalam bahasa Inggris). 162 (4122): 680–682. doi:10.1038/162680a0. ISSN 1476-4687. 
  65. ^ Than, Ker. "Time Will End in Five Billion Years, Physicists Predict". www.nationalgeographic.com (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-12-14. 
  66. ^ "The Structure and Evolution of the Universe | OpenMind". www.bbvaopenmind.com. Diakses tanggal 2020-12-14. 
  67. ^ "The End of the Universe Will Probably Be Fairly Disappointing – WIRED | WIRED". Wired. ISSN 1059-1028. Diakses tanggal 2020-12-14. 
  68. ^ a b "Dark Energy and the Fate of the Universe | Rubin Observatory". www.lsst.org. Diakses tanggal 2020-12-14. 
  69. ^ a b Beyond the Galaxy. WORLD SCIENTIFIC. 2015-02-07. hlm. 321–360. doi:10.1142/9789814667173_0010. ISBN 978-981-4667-23-4. 
  70. ^ "HubbleSite - Dark Energy - Fate of the Universe". hubble.stsci.edu. Diakses tanggal 2020-12-14. 

Lihat pulaSunting