Perkembangan BK, BK Perkembangan/Komprehensif dan Pola 17+

 

MAKALAH DASAR - DASAR BIMBINGAN KONSELING

Perkembangan BK, BK Perkembangan/Komprehensif dan Pola 17+

BAB I

PENDAHULUAN

A. Latar Belakang

Sudah sejak lama berkembang anggapan bahwa bimbingan dan konseling ditujukan pada siswa yang bermasalah, khususnya siswa yang melakukan kesalahan atau pelanggaran tata tertib sekolah. Tentu saja anggapan tersebut dapat menyesatkan cenderung berbahaya, terutama bagi guru BK yang melaksanakan kegiatan pelayanan Bimbingan dan Konseling di sekolah. Padahal, visi BK sudah jelas yakni membantu memberikan layanan dalam mengembangkan segala potensi dan kepribadian sisiwa secara optimal.

Secara oprasional, program Bimbingan Konseling diwujudkan dalam berbagai layanan yang diberikan kepada siswa untuk memecahkan masalah-masalah yang menghambat perkembangan psikologi dan sosial yang berpengaruh besar dalam perkembangan dan pertumbuhan siswa, kepribadian, intelegensi, emosional, religius, dan sosial. Namun demikian, pelayanan Bimbingan dan Konseling tidak hanya bersifat kuratif melainkan juga bersifat pengembangan.

Di sekolah memberikan layanan bimbingan dan konseling pada siswa dalam menghadapi berbagai tantangan, kesulitan, masalah aktual yang timbul, agar siswa dapat berkembang secara optimal. Pelayanan bantuan yang diberikan tidak terbatas pada bidang sekolah saja melainkan mencakup seluruh aspek kehidupan anak. Tentu saja semua aspek kehidupan anak selalu dipandang dari sudut pandang perkembanngan individual dan integrasi kepribadian masing-masing anak. Hal ini mengingat bahwa anak adalah makhluk yang unik, artinya tidak ada manusia yang sama satu sama lainnya, baik dalam sifat maupun kemampuannya.

B. Rumusan Masalah

v  Bagaimanakah Sejarah Perkembangan BK ?

v  Apa pengertian Bimbingan Komprehensif ?

v  Apa Tujuan Bimbingan Komprehensif?

v  Apa Fungsi Bimbingan Komprehensif?

v   Apa Saja Layanan Dan Strategi Yang Ada Dalam Bimbingan Komprehensif?

v  Apa Pengertian Pola 17 ⁺?

v  Apa Saja Layanan Dan Strategi Yang Ada Didalam Pola 17 ⁺?

C. Tujuan Penulisan

Berdasarkan rumusan masalah, maka tujuan dalam penulisan makalah ini adalah sebagai berikut:

1)      Bagi Penulis

Disusun untuk memenuhi tugas yang diberikan Dosen dalam mata kuliah Dasar-Dasar Bimbingan Konseling.

2)      Bagi Pembaca

Makalah ini dimaksudkan untuk membahas tentang bagaimana sejarah Perkembangan BK, BK Perkembangan/ Komprehensif dan mengenai polo 17+

BAB II

PEMBAHASAN

A.    PERKEMBANGAN  BK

a. Perkembangan Bimbingan Konseling di Indonesia

Perkembangan layanan bimbingan konseling di Indonesia berbeda dengan di Amerika, perkembangan layanan bimbingan di Amerika dimulai dari usaha perorangan dan pihak swasta, kemudian berangsur-angsur menjadi usaha pemerintah, sementara di Indonesia Perkembangannya dimulai dengan kegiatan di sekolah dan usaha- usaha pemerintah layanan Bimbingan Konseling di Indonesia mulai dibicarakan secara terbuka sejak tahun 1962. Perumusan dan pencantuman resmi didalam rencana pembelajaran disusun dengan berbagai kegiatan pengembangan layanan bimbingan konseling di sekolah. Seperti rapat kerja, penataran dan loka karya. dari usaha ini adalah didirikannya jurusan bimbingan dan penyuluhan di fakultas Pendidikan IKIP ( Institut Keguruan dan Ilmu Pendidikan ), salah satu yang membuka jurusan bimbingan dan penyuluhan adalah IKIP Bandung,yaitu pada tahun 1963. IKIP Bandung sekarang udah berganti nama yaitu Universitas Pendidikan Indonesia.

Pada tahun 1970, atau 1971 peranan bimbingan mendapat perhatian menjadi gagasan sekolah pembangunan ini kemudan dituangkan dalam program sekolah menengah pembangunan persiapan (SMPP), yang berupa proyek percobaan dan peralihan dari sistem persekolahan lama menjadi sekolah pembangunan. Pembentukan SMPP ini dimaktubkan dalam surat mentri pendidikan dan kebudayaan Nomor 0199/0/1973. Untuk melaksanakan bimbingan dan penyuluhan di SMPP ini telah menyusun program bimbingan dan penyuluhan SMPP.

Badan pengembangan pendidikan Bandung dan Jakarta telah berhasil menyusun dua naskah penting dalam sejarah perkembangan layanan bimbingan di Indonesia yaitu:

1. Pola dasar rencana dan pengembangan program bimbingan dan penyuluhan melalui proyek-proyek perintis sekolah pembangunan.

2. Pedoman pelayanan bimbingan pada proyek-proyek sekolah perintis pembangunan.

Secara formal bimbingan dan konseling di sekolah di programkan di sekolah sejak diberlakukanny kurikulum 1975, yang menyatakan bimbingan dan penyuluhan secara integral dalam pendidikan di sekolah. Pada tahun 1975 berdiri ikatan petugas bimbingan Indonesia (IPBI) di Malang. Yang memberi pengaruh terhadap perluasan program bimbingan di sekolah.

            b. Perkembangan layanan BK di Amerika

                        Sampai awal abad ke 20 belum ada konselor di sekolah gerakan bimbingan di sekolah mulai berkembang sebagai dampak dari refolusi industri, dan keragaman latar belakang para siswa yang masuk ke sekolah-sekolah negeri. Pada tahun 1898 Jesse B. Davis seorang konselor sekolah di Detroit mulai memberikan pelayanan konseling pendidikan dan pekerjaan di SMA.

Pada tahun 1950 terjadi peristiwa peluncuran Sputnik I Uni Soviet, warga Negara Amerika Serikat berfikir bahwa peristiwa ini merupakan isyarat tentang dominasi Uni Soviet dalam bidang teknologi industry dan bidang ilmiah lainnya.

Pada bulan September tahun 1958 kongres menyususun undang-undang pertahanan pendidikan nasional undang-undang ini. Memberikan kewenagan kepada pemerintah untuk mengadakan dana bagi pendidikan, seperti untuk pelatihan para konselor SLTP dan SLTA dan mengembangkan program testing, program konseling sekolah dan program bimbingan lainnya.

Selama tahun 1960, 1970, dan 1980-an, telah terjadi perkembangan dalam peran dan fungsi konselor sekolah. Pada tahun 1975 The Education Act For All Handicaped Children menyediakan dana untuk memberikan layanan pendidikan secara khusus kepada anak-anak cacat. Setelah Perang Dunia II, bimbingan dan konseling  lebih menunjukkan manfaatnya bagi masyarakat. Bimbingan dan konseling banyak bergerak di lapangan ketentaraan.

B.     BK PERKEMBANGAN / KOMPREHENSIF

a.       Pengertian

Bimbingan komprehensif adalah pemberian bantuan kepada peserta didik melalui layanan dasar bimbingan, layanan responsive, layanan perencanaan individual dan dukungan system sesuai dengan norma yang berlaku di masyarakat.

b.      Tujuan

                 Secara umum tujuan dari pola bimbingan 17⁺ dan bimbingan komprehnsif adalah sama, yaitu membantu peserta didik mengenal bakat , minat , dan kemampuannya, serta memilih dan menyesuaikan diri dengan kesempatan, pendidikan, dan merencanakan karier yang sesuai dengan tuntutan kerja. Secara khusus bertujuan untuk membantu peserta didik agar dapat mencapai tujuan-tujuan perkembangan serta memberikan arah kerja atau sebagai acuan dan evaluasi kerja bagi guru BK / konselor. Akan tetapi bimbingan komprehensif juga bertujuan untuk meengembangkan pola 17⁺ yang ada sekarang.

c.       Fungsi

v  Fungsi pemahaman, yaitu fungsi bimbingan yang akan dapat menghasilkan pemahaman tentang diri siswa yang dapat digunakan dalam rangka pengembangan siswa.

v  Fungsi pencegahan, yaitu fungsi bimbingan yang bermaksud agar siswa tidak mengalami sesuatu kesulitan.

v  Fungsi penyesuaian, yaitu fungsi bimbingan dalam membantu sisiwa untuk dapat menyesuaikan diri denagn lingkungan  keluarga, sekolah dan masyarakat.

v  Fungsi pemecahan, yaitu fungsi bimbingan yang membantu memecahkan masalah dengan cara mengumpulkan data tentang latar belakang timbulnya masalah.

d.      Layanan dan strategi

v  Layanan dasar bimbingan

               Layanan dasar bimbingan adalah layanan bimbingan yang bertujuan membantu seluruh siswa mengembangkan perilaku efektif dan meningkatkan ketrampilan-ketrampilan hidupnya. Isi layanan dasar bimbingan sebagai berikut :

·            Keimanan dan ketaqwaan terhadap Tuhan YME.

·            Kerja sama dalam kelompok dan .

·            Peranan soaial laki-laki dan poerempuan .

·            Penerimaan keadaan diri dan penggunanannya secara efektif.

·            Pengembangan sikap dan perilaku emosional yang mantap.

·            Persiapan diri kearah kemandirian ekonomi.

·            Pemilihan dan persiapan kerja.

·            Pengembangan sikap positif terhadap perkawinan dan kehidupan berkeluarga.

·            Pengembangan ketrampilan intelektual dan pemahaman konsep-konsep yang. diperlukan untuk menjadi warga Negara yang baik.

·            Pengembangan sikap dan perilaku social yang bertanggung jawab.

·            Pemahaman nilai-nilai dan etika hidup bermasyarakat.

Strategi, teknik, dan manajemen

·         Bimbingan klasikal

·         Bimbingan kelompok

·         Kolaborasi konselor guru

·         Kolaborasi orang tua

·         Teknik lainnya

v  Layanan Responsif

Layanan responsive adalah layanan bimbingan yang bertujuan membantu memenuhi kebutuhan yang dirasakan sangat penting oleh siswa pada saat ini. Layanan ini lebih preventif atau mungkin kuratif. Isi layanan responsive adalah :

·         Bidang pendidikan

·         Bidang belajar

·         Bidang social

·         Bidang pribadi

·         Bidang disiplin

·         Bidang narkotika

·         Bidang perilaku seksual

Strategi, teknik, dan manajemen

·         Konsultasi

·         Konseling individu

·         Konseling krisis

·         Rujukan

·         Bimbingan teman sebaya

·         Teknik lainnya

v  Layanan Perencanaan Individual

Layanan perencanaan individual adalah upaya bimbingan yang bertujuan membantu seluruh siswa membuat dan mengimplementasikan rencana-rencana pendidikan, karier, dan kehidupan social pribadinya. Isi dari layanan perencanaa individual adalah :

·         Bidang pendidikan

·         Bidang karier

·         Bidang social pribadi

Strategi, teknik, dan manajemen

·         Penilaian Individu/Kelompok

·         Bantuan Individu/Kelompok

·         Teknik lainnya

v  Dukungan Sistem

Dukungan sistem adalah kegiatan-kegiatan manajemen yang bertujuan untuk memantapkan, memelihara, serta meningkatkan program bimbingan .

Srategi, teknik, dan manajemen

·         Pengembangan  Profesi Konsultasi, Kolaborasi

·         Sistem manajemen

·         Kesepakatan

·         Evaluasi akuntabiliti

C.     POLA 17+

a.       Pengertian 17+

Pola bimbingan dan konseling 17+  adalah program bimbingan dan konseling / pemberian bantuan kepada  peserta didik melalui, 6 bidang bimbingan, 9 layanan, 6 layanan pendukung yang sesuai dengan norma yang berlaku.

b.      Layanan Yang Ada Dalam Pola 17+

                                i.            Layanan dan Strategi

v  Layanan orientasi, layanan yang di tujukan untuk peserta didik atau siswa baru guna memberikan pemahaman dan penyesuaian diri terhadap lingkungan sekolah yang baru dimasuki. Hasil yang diharapkan dari layanan ini adalah peserta didik dapat menyesuaikan diri terhadap pola kehidupan sosial, kegiatan belajar, dan kegiatan lain yang mendukung keberhasilannya.

v  Layanan informasi. Layanan yang bertujuan untuk membekali peserta didik dengan berbagai pengetahuan dan pemahaman tentang berbagai hal yang berguna untuk mengenal diri, merencanakan, dan mengembangkan pola kehidupan sebagai pelajar, anggota keluarga, dan anggota masyarakat. Layanan informasi berupaya memenuhi kekurangan seseorang akan informasi yang dibutuhkan.

v  Layanan penempatan dan penyaluran, yaitu serangkaian kegiatan bimbingan dan konseling yang membantu peserta didik agar dapat menyalurkan/menempatkan dirinya dalam berbagai program sekolah, kegiatan belajar, penjurusan, kelompok, belajar,pilihan pekerjaan, dll. Sesuai dengan bakat, minat, kemampuan, serta kondisi fisik dan psikisnya.

v  Layanan pembelajaran, yaitu layanan bimbingan dan konseling yang memungkinkan peserta didik mengembangkan sikap dan kebiasaan belajar yang baik, materi belajar yang cocok dengan kecepatan dan kesulitan belajarnya,serta berbagai aspek tujuan daan kegiatan lainnya yang berguna untuk kehidupannya.

v  Layanan konseling perorangan, yaitu layanan yang memungkinkan peserta didik memperoleh pelayanan secara pribadi melalui tatap muka dengan konselor atau guru pembimbingdalam rangka pembahasan dan pengentasan masalah yang di hadapi peserta didik.

v   Layanan bimbingan kelompok, yaitu layanan bimbingan dan konseling yang memungkinkan sejumlah peserta didik secara bersama-sama melalui dinamika kelompok memperoleh berbagai bahan dari narasumber tertentu.

v  Layanan konseling kelompok, yaitu layanan bimbingan dan konseling yang memungkinkan peserta didik mempero;eh kesempatan untuk membicarakan dan menyelesaikan permasalahan yang dialami melaui dinamika kelompok, terfokus pada masalah pribadi.

v  Layanan konsultasi, yaitu layanan bimbingan dan konseling yang di berikan kepada seseorang untuk memperoleh wawasan, pemahaman, dan cara-cara yang perlu dilaksanakan dalam menangani atau membantu pihak lain.

v  Layanan mediasi, yaitu layanan bimbingan dan konseling yang dilaksanakan konselor terhadap dua pihak yang sedang dalam keadaan tidak menemukan kecocokan sehingga membuat mereka saling bertentangan dan bermusuhan.

                              ii.            Bimbingan

v  Binbingan pribadi, yaitu bidang layanan pengembangan kemampuan mengatasai masalah-masalaah pribadi dan kepribadian, berkenaan dengan aspek-aspek intelektual, afektif dan motorik.

v  Bimbingan soaial, yaitu bidang layanan pengembangan kemampuan dalam mengatasi masalah-masalah social, dalam kehidupan keluarga, disekolah, maupuin di masyarakat juga upaya dalam berinteraksi dengan masyarakat.

v  Bimbingan karier, yaitu layanan yang merencanakan dan mempersiapkan masa depan karier peserta didik.

v  Bimbingan belajar, yaitu layanan untuk mengoptimalkan perkembangan dan mengatasi masalah dalam proses pembelajaran.

v  Bimbingan keberagamaan, yaitu layanan untuk memilih dan menganut kepercayaan sesuai dengan dirinya.

v  Bimbingan keberkeluargaan, yaitu layanan yang berkenaan dengan masalah keluarga.

                            iii.            Kegiatan pendukung

v  Aplikasi instrumentasi, yaiitu kegiatan pendukung berupa  pengumpilan data dan keterangan tentang peserta didik dan lingkungan yang lebih luas yang dilakukan baik dengan tes maupun non tes.

v  Himpunan data, yaitu kegiatan untuk menghimpun seluruh data dan keterangan yang relevan dengan keperluan pengembangan peserta didik.

v  Konferensi kasus, yaitu kegiatan bimbingan dan konseling untuk membahas permaslahan yang dialami oleh peserta didik dalam suatu forum pertemuan yang dihadiri oleh berbagai pihak yang diharapkan dapat meberikan penyelesaian.

v  Kunjungan rumah, yaitu kegiatan yang dilakukan untuk memperoleh data, keterangan, kemudahan, dan komitmen bagi pemecaha masalah yang dialami peserta didik melalui kunjungan rumahnya.

v  Alih tangan kasus, yaitu kegiatan bimbingan dan konseling untuk mendapatkan penanganan yang lebih tepat dan tuntas terhadap masalah yang di alami peserta didik dengan memindahkan penanganan ke pihak yang lebih kompeten dan berwenang.

v  Terapi kepustakaan. Yaitu kegiatan pemecahan masalah dengan buku. 

BAB III

PENUTUP

A.    Kesimpulan

            Dari pembahasan di atas dapat disimpulkan bahwa :

v  Perkembangan BK adalah sejarah tentang bagaimana berdirinya bimbingan dan konseling di dunia, diantaranya di Amerika dan Indonesia. Dan seiring berjalannya waktu, bimbingan dan konseling berkembang di seluruh dunia dalam bidang konseling dan penyuluhan.

v  Bimbingan komperehensif merupakan suatu pemberian bantuan kepada peserta didik dalam menyelesaikan masalah-masalah yang dihadapi dan juga mengarahkan kemana arah yang harus dipilihnya.

v  Pola bimbingan dan konseling 17+  adalah program bimbingan dan konseling / pemberian bantuan kepada  peserta didik melalui, 6 bidang bimbingan, 9 layanan, 6 layanan pendukung yang sesuai dengan norma yang berlaku.

B.     Saran

Sebaiknya konselor disekolah dapat memilih pola yang cocok untuk diterapkan disekolah tersebut. Untuk pihak sekolah sebaiknya dapat memisahkan antara konselor dan tata tertib agar tidak timbul anggapan bahwa guru bimbingan dan konseling adalah polisi sekolah.

DAFTAR PUSTAKA

      Yusuf, Syamsu &Nurihsan, juntika.2010.landasan bimbingan dan konseling.bandung : PT.REMAJA ROSDAKARYA

Lufensio-trio.blogspot.com mei 2012,17:21

Prayitno dan Erman amti,2006.Dasar-dasar Bimbingan dan Konseling.jakarta : Rineka Cipta.

 

my school and my live

         Rasa-rasanya kemarin itu, kita baru saja selesai POSBA (Pekan Orientasi Siswa baru). POSBA merupakan istilah yang di gunakan di SMA Dwiwarna untuk organisasi penerimaan siswa baru. SMA Dwiwarna boarding school bogor yup itulah sekolahku tempat di mana aku dan teman-temanku yang berasal dari seluruh penjuru daerah di Indonesia menerima pelajaran, berbagi suka dan duka, menjalin rasa kebersamaan  yang sangat kuat.

       Banyak orang yang mengira bahwa SMA Dwiwarna merupakan sekolah pesantren, tetapi pada kenyataannya tidak, SMA Dwiwarna sama seperti SMA swasta lainnya. Perbedaannya adalah SMA Dwiwarna merupakan sekolah yang berlandaskan islam. Jadi, menjadi siswa dan siswi di sekolah ini adalah mereka-mereka yang beragama islam.

        SMA Dwiwarna merupakan salah satu sekolah unggulan yang terletak di kota bogor jalan raya parung KM 40 tepatnya di desa Bojong sari kecamatan parung. Salah satu keunggulan dari sekolah ini adalah merupakan miniature dari Negara Indonesia. Kenapa di katakana demikian? Karena siswa-siswi SMA Dwiwarna berasal dari berbagai derah di Indonesia. Ada yang dari pula Sumatra, jawa, NTT, NTB, Kalimantan, Sulawesi, Maluku dan papua.

         Kami datang dari suku yang berbeda, kami datang dari daerah yang berbeda, kami datang dari ras yang berbeda, kami datang dari keluarga yang berbeda, kami juga datang dari kehidupan yang berbeda ada yang kaya dan ada juga yang sederhana. Meskipun memiliki banyak perbedaan di antara kami, kami juga mempunyai beberapa kesamaan, diantaranya kami mempunya agama yang sama, bangsa dan Negara yang sama, dan tujuan yang sama.

        Nama saya Salia Uriepa, saya mempunyai tiga panggilan  dua panggilan  kesayangan yang datang dari keluarga dan teman-teman. Dua nama tersebuta adalah sally dan lia. Sally adalah panggilan kesayangan yang di berikan oleh sahabat-sahabat tercintaku dan lia adalah panggilan saya keluargaku. Ayahku sering memanggilku dengan panggilan Nona, ayah tidak pernah memanggilku dengan nama lia ataupun Sally. Ayah memanggilku dengan nama Salia ketikau lagi kesal padaku itupun nama yang ayah sebut bukan salia saja, melainkan Salia uriepa yang merupakan nama lengkap selain itu nama Salia jua yah gunakan ketika memperkenalkan aku denga temannya atau ke siapapun. Intinya aku sayang ayah.

        Nah, ibuku beda lagi, ibuku kadang manggil lia, kaka, nona, sally dan naker. Tetapi ibu lebih seringnya manggil pake nama lia dan kaka kalau di situ ada adik-adikku, mungkin maksudnya agar adik-adikku memanggilku kaka juga, soalnyakan aku anak pertama otomatis lebih tua dong dari mereka. Namaku yang terakhir itu rada aneh sih, ceritanya tu gini. Waktu itu aku masih kelas tiga SD nah pas liburan kenaikan kelas aku di ajak nenek liburan bareng om di fakfak yaudah aku ikut aja wong aku di ajak liburan apa apa gratis lagi, siap yang nggak mau. Nah di fakfak pada saat itu aku, nenek dan anaknya yang ke lima aku manggilnya made yang merupakan singkatan dari mama ade, kenapa??? karena dia adalah saudara kadung dari ibuku, oranya baiiiiiiiiiiiiik banget, lucu, penyayang pokoknya the best lah oranya, sama seperti nenek dan ibuku. Kita bertiga baru pulang dari rumah saudaranya nenek berarti nenekku juga iyakan???? Hehehehe…

         Kita pulangnya nebeng angkot, nah saat on the way supir angkotnya nanya ke nenekku “ mau kemana bu” nah sebelum nenekku sempat menjawab, aku langsung nyerocos aja “ depnaker om” jawab ku dengan semangat. Mendengar perkataan ku nenek dan made serampak katawain aku, aku langsung malu-malu gitu. Melihat tingkahku yang aneh eh madeku malah ketawa sambil memanggiku depnaker setelah samapi di rumah made langsung manggilku nengan nama nekar yang merupakan singkatan dari depnaker. Setelah liburanku selesai kamipun kembali ke kambala yang merupakan kampung kelahiranku

        Munkin karena mendengar ceriota dari made ibu malah ikut-ikutan manggil naker, kesal sih kesal tapi iti juga merupakan salah satu panggilan sayang so why not???. Nah itu panggilan ibu. Kalu nenek sama kakekku memanggilku denagn nama Lily, semua oomku memanggilku dengan nama lia, nah sedangkan madeku awalnya manggil aku dengan nama Lia namu, saat kejadian di fakfak waktu itu, made udah ngga pernah manggilku lia lagi melainkan naker sampai sekarang sampai aku udah SMA tetap aja nama itu yang ia gunakan. Intinya aku punya banyak nama di keluargaku hehehehe kerenkan???? Let's say if that's cool hehehe bercanda.

        Ok, demikian ya basa-basi mengenai namaku, sekarang aku akan menceritakan tentang kehidupanku yang sebenarnya. Aku berasal dari keluarga yang sangat sederhana, aku merupakan anak pertama dari empat bersaudara, kalau di tanya apa pekerjaan ayahku, jujur sampai sekarang aku bingung apa pekerjaan ayahku, tetapi aku akan menjawab papaku pegawai perusahan swasta, yup cevron adalah perusahan tempat ayahku bekerja, itupun ketika aku sudah kelas satu SMA. Walaupun ayahku pegai cevron, beliau juga bekerja di kantor kehutanan, perikanan, nelayan, petani, yup itulah pekerjaan ayah

         Demi Allah aku bangga sama ayahku, aku sangat berterimakasih kepada tuhan karena telah memberikan kepadaku sorang ayah yang hebat, karena berkat beliau kelurgaku hidup bahagia, kami tidak kekurangan suatu apapu, dengan penghasilan ayahku aku yakin aku bisa sekolah denagn biaya sendiri tanpa harus ikut beasiswa, tapi aku berfikirnya lain, aku ingin menjadi anak beasiswa denagn begitu aku tidak terlalu merepotkan aytahku, aku sadar anak ayah bukan hanya akau, ketiga adikku juga masih sangat membutuhkan ayah, ibuku juga pasti sangat membutuhkan ayah. Pertama karena ayah merupakan suami sah ibu, kedua ibuku hanya seorang rumah tangga biasa. jadi aku sangat berharap untuk dapat sekolah denga beasiswa, dan alhamdulillah rezekinya nggak kemana. Aku pun mendapat beasiswa untuk sekolah di Dwiwarna.

        Awlanya sih senang bangat , tapi mulai berubag jadi was-was. Mengapa??? Pertama kalau masih dalam papua sih why not??? Ini sekolah di bogor loh, di tanah jawa jau dari papua sudah pasti jauh dari keluarga terutama mama, papa, dan ketiga adikku. Tetepi kemudian aku mikir lagi “ayolah sal, jangan terus-terusan menyusahkan ayahmu toh ini juga demi adik-adikmu juga demi kampun mu” pemikiran itulah yang membawa akau sampai bisa sekolah di Dwiwarna, kalau ngga aku bisa saja menolak beasiswa itu. Jadi intinya aku sekolah di Dwiwarna karena mendapat beasiswa dari PEMDA Kabupaten Kaimana.

       Nah, itu tadi sedikit cerita tentang khidupanku. Know I will tell you about my high school dwiwarna. Seperti yang sudah aku ceritakan di atas, kalau dwiwarna itu merupakan miniaturnya indonesia, tentunya siswa siswinya datang dengan kelebihan dan kekurangannya masing-masing. Untuk meningkatkan potensi siswa siswi Dwiwarna mempunyai banyak aktivitas untuk itu salh satunya lewat ekstra kulikuler dan intra kulikuler, untuk intra kulikuler selain belajar intara tiap hari, Dwiwarna juga mempunyai semacam persiapan-persiapan olimpiade seperti ekonomi-akuntansi, kimia, biologi, fifika, amtematika, kebumian, komputer dan masih banyak lagi, dan itu semua membuahkan hasil yang baik loh.

      Buktinya banyak siswa-siswi Dwiwarna yang berhasil meraih penghargaan lewat olimpiade di bidangnya masing-masing, baik itu tingkat kabupaten, profinsi, nasionah bahkan internasional sudah di raih oleh Dwiewarna lewat siswa siswinya. Keren kan??????? Intinya kalau kita ada kemauan dan semangat untuk bekerja keras kita pasti bisa, karena tidak ada oran yang bodoh di dunia ini, yang ada hanyalah oarang-oarang pemalas, karena Allah sudah menciptakan manusia dengan kelebihan masing-masing tinggal bagaimana  kita untuk memanfaatkan kelebihan itu dengan sebaik mungkin.

       Untuk ekstra kulikuler dwiwarna mempunya banya ekskul, ada ekskul wajib, juga ada ekskul pilihan, nah untuk ekskul wajib itu ada PALAGAMA (Palapa Gajah Mada Diwarna) merupakan ekskul baris berbaris, SALADEWA (Sahabat Alam Dwiwarna) ini merupakan ekskul pencinta alam. Sama PMR (palang merah remaja) di Dwiwaran di namakan PALADISTA. Untuk ekskul pilihan dwiwarana punya basket, renang, sama futsal. Dari olahraga-olahraga tersebut sudah banyak membuat nama Dwiwarna membumbung tinggi.

                                                                                                                                                                          by salia uriepa

Pemetaan Materi Gelap & Pembentukan Gugus Galaksi

Dengan menggunakan Teleskop Hubble, para astronom mengambil keuntungan dari kaca pembesar kosmik untuk membuat peta detil dari materi gelap di alam semesta.
Materi Gelap vs Energi Gelap
Dark matter atau materi gelap merupakan materi yang tidak terlihat yang mengisi sebagian besar massa alam semesta. Pengamatan materi gelap yang dilakukan ini diharapkan dapat membawa perspektif baru mengenai peran energi gelap dalam tahun-tahun awal pembentukan alam semesta.
Hasil yang didapat menunjukkan kalau gugus galaksi bisa jadi terbentuk lebih awal dari yang diperkirakan, sebelum dorongan energi gelap menghambat pertumbuhan mereka. Sebuah peristiwa yang misterius di ruang angkasa, ketika energi gelap melawan gaya tarik gravitasi dari materi gelap. Energi gelap mendorong galaksi hingga terpisah satu sama lainnya dengan meregangkan ruang di antara mereka sehingga menekan pembentukan struktur raksasa yang dikenal sebagai gugus galaksi.

Abell 1689 yang dilihat Hubble. Kredit : NASA, ESA, and D. Coe (NASA JPL/Caltech and STScI)

Salah satu cara yang digunakan astronom untuk menelusuri perang gaya tarik purba ini adalah melalui pemetaan distribusi materi gelap di dalam gugus.
Untuk itu tim peneliti yang dipimpin oleh Dan Coe dari NASA JPL melakukan pengamatan dengan menggunakan Advanced Camera for Surveys pada Hubble untuk melakukan pemetaan materi tak terlihat dalam gugus galaksi masif Abell 1689, yang berada pada jarak 2,2 milyar tahun cahaya.
Gravitasi gugus tersebut sebagian besar berasal dari materi gelap yang bertindak sebagai kaca pembesar kosmik, lentur dan melakukan penguatan cahaya dari galaksi jauh yang ada di belakangnya. Efek yang dikenal dengan nama lensa gravitasi ini menghasilkan beberapa citra melengkung yang diperbesar dari galaksi-galaksi tersebut layaknya tampilan cermin funhouse.
Dengan mempelajari citra yang terdistorsi, astronom bisa menghitung jumlah materi gelap yang ada di dalam gugus. Jika gravitasi gugus hanya berasal dari galaksi tampak, distorsi yang terjadi pada lensa akan jauh lebih emah.
Berdasarkan peta massa resolusi tinggi inlah, Coe dan rekan-rekannya bisa melakukan konfirmasi atas hasil yang sudah ada sebelumnya dan menunjukkan kalau inti Abell 1689 memiliki kerapatan lebih tinggi dalam hal materi gelap untuk gugus seukuran dirinya, berdasarkan simulasi komputasi pertumbuhan struktur.  Penemuan ini cukup mengejutkan karena dorongan energi gelap di awal sejarah pembentukan alam semesta seharusnya menghambat pertumbuhan gugus galaksi.
Karena itulah, gugus galaksi harus sudah mulai terbentuk milyaran tahun lebih awal agar dapat  mencapai jumlah yang kita ketahui saat ini. Di masa awal, alam semesta jauh lebih kecil dan lebih padat dengan materi gelap. Abell 1689 tampaknya telah cukup terisi saat lahir dengan materi berkerapatan tinggi yang ada disekelilingnya pada masa alam semesta dini. Gugus ini tetap membawa materi-materi itu sampai pada kehidupan dewasanya yang diamati saat ini.

Memetakan Yang Tak Mungkin
Abell 1689 merupakan gugus lensa gravitasi paling kuat yang pernah diamati. Observasi yang dilakukan Coe yang kemudian digabungkan dengan penelitian sebelumnya menghasilkan 135 citra yang berbeda dari 42 galaksi latar belakang,
Hasilnya? Lensa citra yang penuh teka teki. dari sinilah para peneliti kemudian mulai mengatur massa Abell 1689 dengan lensa galaksi latar belakang pada posisi yang diamati seperti menyusun sebuah puzzle. Dari sinilah Coe mendapatkan informasi untuk menghasilkan peta resolusi tinggi dari distribusi materi gelap dalam gugus.
Di masa depan, astronom merencanakan untuk memperlajari lebih banyak gugus galaksi untuk mendapatkan informasi yang lebih mendalam akan pengaruh energi gelap. Salah satu program yang akan dilakukan Hubble adalah untuk menganalisa materi gelap pada gugus galaksi raksasa dalam project Cluster Lensing and Supernova survey with Hubble (CLASH).
Survei ini akan dilakukan pada 25 gugus selama 1 bulan sepanjang 3 tahun ke depan. Gugus CLASH dipiliha karena mereka memancarkan sinar-X yang kuat sehingga bisa mengindikasikan keberadaan gas panas dalam jumlah besar di dalam gugus. Kelimpahan gas panas menunjukkan juga kalau gugus tersebut sangat masif.
Dengan melakukan pengamatan pada gugus galaksi, para astronom akan dapat memetakan distribusi materi gelap dan mendapatkan bukti dari pembentukan gugus galaksi awal disertai informasi dari energi gelap di masa awal pembentukan gugus tersebut.\

Memburu materi gelap: Satu gejala, Tiga teori

Bayangkan bila pada suatu hari kita mengetahui bahwa di tanah kosong di seberang rumah kita terdapat rumah yang ukurannya sama persis dengan rumah kita namun tersusun atas bahan tak terlihat. Bahan ini tak dapat dilihat oleh panca indera maupun oleh instrumen apapun, dan hanya bisa dideteksi melalui pengaruh gravitasi yang ditimbulkan bahan tersebut. Berita seperti ini pastilah mengagetkan.
Situasi seperti inilah yang dihadapi astronomi modern saat ini. Pengamatan modern menunjukkan bahwa hampir 95 persen dari alam semesta kita tersusun atas materi yang tak bisa kita pahami. Tentu saja bagi seorang astronom hal ini sangat mengagetkan. Semua yang kita amati di alam ini: planet, bintang, galaksi, gas dan debu, hanyalah 5 persen dari keseluruhan kandungan alam semesta. Astronom Inggris Martin Rees berkata, “cukup memalukan mengetahui bahwa 90% alam semesta ternyata belum diketahui.” Namun inilah ilmu pengetahuan, selalu menemukan hal baru untuk dijelajahi. Penelitian mengenai hakikat materi gelap dan energi gelap kini menempati garda depan penelitian astronomi.

Pengamatan materi gelap

Gugus Galaksi Coma dipotret oleh Teleskop Antariksa Hubble. Hampir semua objek yang ada di foto ini adalah Galaksi, masing-masing mengandung milyaran bintang. Galaksi-galaksi ini saling berinteraksi satu sama lain dalam ikatan gravitasi. Sumber: APOD.

Indikasi pertama mengenai adanya materi gelap diamati hampir 80 tahun lalu ketika astronom Swiss keturunan Bulgaria, Frits Zwicky, meneliti gerak galaksi-galaksi anggota Gugus Galaksi Coma. Dengan menggunakan spektrograf, Zwicky mengukur kecepatan gerak tujuh galaksi anggota gugus ini lalu—dengan menggunakan Hukum Newton—menghitung massa total Gugus ini berdasarkan kecepatan gerak mereka. Selanjutnya Zwicky mengukur seberapa terang galaksi-galaksi yang sama lalu menghitung berapa massa total Gugus berdasarkan kecerlangannya. Ternyata, “massa dinamika”, yaitu massa yang dihitung dari gerak galaksi-galaksi tersebut, empat ratus kali lebih besar daripada “massa cerlang” yang dihitung dari kecerlangan mereka!

Fritz Zwicky. Ini foto beliau yang sebenarnya, orangnya memang demikian.

Zwicky mengumumkan penemuan ini di hadapan rekan-rekannya dan menyimpulkan adanya “materi gelap” (istilah “materi gelap” atau dark matter diciptakan oleh Zwicky) yang tak bisa dideteksi instrumen namun bisa dirasakan pengaruh gravitasinya. Penemuan ini tak dipedulikan oleh rekan-rekannya karena pengukuran pada masa itu masih kurang teliti untuk bisa meneliti objek seredup Gugus Galaksi Coma, sehingga hasil-hasil Zwicky lebih dianggap sebagai efek kesalahan instrumen ketimbang sebuah gejala yang riil. Terlebih lagi, bagi banyak orang Zwicky bukanlah karakter yang menyenangkan karena sikapnya yang—dalam istilah orang Indonesia—nyolot. Tidak hanya ia pernah mengajak rekannya berkelahi namun juga ia sering menunjukkan kekuatan fisiknya dengan melakukan push-up satu tangan di ruang dosen Caltech, membuat beberapa rekannya merasa terancam dan tidak mau lagi bekerja sama dengannya. Namun demikian, Zwicky adalah astronom yang brilian dan kreatif. Ia tidak takut salah bila mencoba solusi yang dianggap tak wajar. Tidak hanya “materi gelap,” istilah “supernova” juga adalah buah tangannya.

Vera Rubin mengukur spektrum galaksi di tahun 1970an. Pada tahun 1948 ia ditolak masuk Universitas Princeton karena perempuan dianggap tidak mampu menempuh program pascasarjana. Ia memperoleh gelar PhD dari Universitas Georgetown pada tahun 1954.

Selama setengah abad berikutnya ide mengenai materi gelap dilupakan, sampai Vera Rubin—satu dari sedikit astronom perempuan pada masa itu—meneliti gerak bintang dan gas di beberapa galaksi di sekitar Galaksi Bima Sakti. Dengan menggunakan spektrograf, Rubin mengamati kecepatan gerak bintang-bintang di beberapa bagian dalam sebuah galaksi. Menurut Hukum Newton, semakin jauh sebuah objek berlokasi dari sebuah konsenstrasi massa, semakin lambat kecepatannya. Bumi, misalnya, bergerak mengitari Matahari dengan kecepatan rata-rata 30 km/s. Namun, Jupiter, karena letaknya lima kali lebih jauh dari jarak Bumi-Matahari, bergerak lebih lambat dengan kecepatan rata-rata 13 km/s. Hal yang sama juga berlaku dalam sistem galaksi. Kita melihat bahwa daerah pusat galaksi spiral lebih terang daripada daerah piringannya, dan semakin ke pinggir kecerlangan sebuah galaksi semakin meredup. Oleh karena itu wajarlah bila kita menyimpulkan bahwa lebih banyak massa terkonsentrasi di pusat galaksi daripada di pinggir, dan kita mengharapkan bahwa kecepatan rotasi bintang-bintang di pinggir galaksi akan lebih lambat daripada kecepatan rotasi bintang-bintang yang lebih ke pusat.
Akan tetapi kenyataan yang diamati Rubin sangatlah berbeda. Bintang-bintang di pinggir galaksi bergerak sama cepatnya dengan bintang-bintang yang lebih dekat ke pusat galaksi! Apabila bintang-bintang di pinggiran galaksi bergerak secepat ini, maka mereka seharusnya tercerai-berai. Namun tidak ada indikasi yang menunjukkan ini dan mereka tetap bergerak secara teratur, seolah-olah ada massa tambahan yang “mengikat” mereka sehingga tetap stabil. Adanya “massa tambahan” inilah yang kemudian dijelaskan sebagai adanya materi gelap.

Kurva rotasi Galaksi Bima Sakti. Sumber: Nick Strobel, www.astronomynotes.com

Dengan mengukur kecepatan rotasi di beberapa tempat di sebuah galaksi, Rubin dapat membuat sebuah grafik seperti di atas yang memetakan kecepatan rotasi galaksi di beberapa tempat relatif terhadap jaraknya dari pusat galaksi tersebut. Grafik seperti ini disebut kurva rotasi. Bila kita menghitung kecepatan rotasi hanya berdasarkan massa yang kita lihat yaitu bintang, gas, dan debu, maka kecepatan rotasi seharusnya menurun seiring dengan semakin jauhnya objek dari pusat galaksi. Namun kenyataannya kecepatan orbit objek-objek yang jauh dari pusat galaksi sama besarnya dengan kecepatan orbit objek-objek yang lebih dekat. Rubin memperkirakan bahwa massa tambahan yang tak terlihat ini mencapai 10 kali lipat dari massa yang terlihat dan terkonsentrasi di daerah tepi galaksi, di daerah yang disebut halo galaksi.

Komposisi alam semesta berdasarkan pengamatan dan perhitungan modern.

Keberadaan materi gelap kini tak bisa disangkal lagi karena pengamatan Vera Rubin lalu dikonfirmasi oleh astronom-astronom lain yang melakukan penelitian serupa pada galaksi-galaksi lain. Perhitungan modern kini menunjukkan bahwa alam semesta yang kita amati hanyalah sekitar 5% saja dari komposisi total alam semesta, sementara sekitar 25% adalah materi gelap dan 75% adalah “energi gelap” yang bertanggung jawab atas dipercepatnya ekspansi alam semesta.
Berikut ini saya akan membahas tiga calon penjelasan untuk “materi gelap,” tanpa ada urutan tertentu.

Teori pertama: Materi gelap adalah MACHO

“Massa yang hilang” ini dijelaskan secara sederhana sebagai objek-objek yang punya massa besar, sangatlah padat (compact), namun tak bercahaya atau sangat redup sehingga berada di luar batas kepekaan instrumen yang ada. Objek-objek seperti ini antara lain bintang katai putih, bintang katai merah, bintang neutron, bintang katai coklat, planet-planet raksasa seukuran Jupiter, dan lubang hitam ukuran kecil. Bila benda-benda ini jumlahnya sangat banyak, melebihi materi-materi lain yang bercahaya yang bisa kita amati, maka gabungan total massa keseluruhan objek-objek ini dapat secara gravitasional mempengaruhi dinamika di dalam sebuah galaksi dan menjelaskan dari mana asal “tambahan massa” dalam kurva rotasi. Berdasarkan petunjuk dari kurva rotasi, objek-objek ini pastilah terserak di penjuru galaksi namun akan terkonsentrasi di daerah halo. Itulah sebabnya mengapa objek-objek ini secara kolektif dinamakan sebagai MACHO atau MAssive Compact Halo Objects (Objek halo masif dan padat).

Prinsip pengamatan microlensing

Karena MACHO adalah objek yang padat, maka medan gravitasinya sangat kuat sehingga dapat membelokkan jalannya cahaya. Medan gravitasi ini dapat berfungsi sebagai lensa untuk memfokuskan cahaya yang melewati MACHO. Ilustrasinya dapat dilihat pada Gambar di samping. Apabila sebuah MACHO (dalam contoh ini adalah sebuah katai coklat) lewat di antara kita dan sebuah bintang, maka cahaya yang berasal dari bintang tersebut selama beberapa saat akan terfokus ke arah kita sebagai pengamat dan akibatnya bintang akan menjadi nampak lebih terang selama beberapa saat, lalu meredup dan kecerlangannya kembali ke semula. Apabila kita mengamati porsi langit yang cukup besar dalam waktu yang lama, bukan tidak mungkin kita akan dapat mengamati peristiwa ini. Tekniknya dengan demikian adalah menggunakan teleskop yang medan pandangnya luas dan detektor yang sangat sensitif dan dengan demikian dapat mengambil gambar dalam waktu eksposur yang sangat singkat dan terus menerus sepanjang malam, dan juga dilakukan secara otomatis dan terprogram. Salah satu program semacam ini adalah Proyek OGLE yang diprakarsai oleh Universitas Warsaw, Polandia. Hampir dua puluh tahun OGLE beroperasi, mereka tidak hanya berhasil menemukan sejumlah peristiwa microlensing yang diakibatkan oleh lewatnya MACHO, namun juga sejumlah planet ekstrasolar sebagai hasil sampingan.
Penemuan objek-objek MACHO melalui microlensing menunjukkan bahwa mereka memang ada, namun bukanlah satu-satunya materi gelap dan terlebih lagi bukanlah komponen paling dominan. Hal ini karena partikel-partikel dasar penyusun MACHO adalah partikel-partikel baryon dan jumlah total mereka di alam semesta tidak cukup besar untuk dapat dianggap materi gelap. Baryon adalah partikel apapun yang tersusun atas tiga quark, atau dengan kata lain adalah partikel biasa yang kita ketahui selama ini: proton dan neutron. Kelimpahan total partikel baryon di alam semesta ini dapat diperkirakan dari perhitungan pembentukan atom-atom dasar pada waktu-waktu awal sesudah Big Bang terjadi (disebut juga nukleosintesis Big Bang), dan jumlah massa total partikel baryon tidak cukup untuk menjelaskan massa total materi gelap. Jumlah total partikel baryon paling-paling hanya 10 persen saja dari total materi gelap dan oleh karena itu sisanya kemungkinan bisa dijelaskan oleh adanya partikel nonbaryon yang eksotik dan belum diketahui keberadaannya.

Teori kedua: Materi gelap adalah WIMP

Alternatif kedua untuk menjelaskan materi gelap adalah keberadaan partikel-partikel nonbaryon. Partikel nonbaryon adalah partikel selain dari proton dan neutron: bisa neutrino, elektron bebas, atau partikel-partikel eksotik lain seperti partikel-partikel supersimetri atau aksion. Partikel ini haruslah berinteraksi melalui gaya nuklir lemah dan gravitasi, tidak melalui gaya elektromagnetik karena bila demikian pastilah kita bisa mendeteksi mereka. Selain berinteraksi lemah, partikel ini juga harus masif relatif terhadap partikel-partikel lainnya. Itulah sebabnya, agar kontras dengan MACHO, partikel ini kita namakan WIMP atau Weakly Interacting Massive Particles (Partikel masif yang berinteraksi lemah).

WIMP adalah neutrino?

Berhubung partikel WIMP hanya berinteraksi oleh gaya nuklir lemah dan gravitasi, maka mendeteksi partikel ini—apabila ada—juga sangat sulit. Salah satu kandidat partikel WIMP berdasarkan persyaratan ini tidak lain adalah neutrino. Partikel ini tidak bermuatan listrik (netral) dan oleh karena tidak berinteraksi lewat gaya elektromagnetik dan hanya berinteraksi lewat gaya nuklir lemah. Neutrino memiliki massa, walaupun sangat kecil, dan oleh karena itu dapat berinteraksi secara gravitasi dengan objek-objek lain. Apabila neutrino tersedia dalam jumlah berlimpah di alam ini, mungkinkah agregat massa totalnya dapat mengisi “massa tambahan” yang diperlukan? Untuk menjawab ini, kita harus dapat memperkirakan berapa massa total seluruh neutrino di alam ini. Perhitungan ini dapat didekati dengan mencoba mendeteksi neutrino dari sumber-sumber neutrino di sekitar kita, antara lain dari Matahari dan dari supernova terdekat.
Salah satu percobaan pertama untuk mendeteksi neutrino dilakukan oleh astrofisikawan Ray Davis, Jr. dan John Bahcall di dasar Tambang Emas Homestake di Dakota Selatan, Amerika Serikat. Di dasar tambang yang tergelap dan jauh dari gangguan radiasi lain yang dapat mengganggu percobaan, sebuah tangki 100 000 gallon diisi penuh cairan pencuci baju. Sekali waktu neutrino yang datang dari Matahari dan melewati tangki ini akan mengubah Klorin dalam cairan ini menjadi Argon. Secara berkala cairan ini diayak untuk memisahkan Klorin dari Argon, dan dari jumlah Argon yang ditemukan kita dapat memperkirakan berapa jumlah neutrino yang melewati tangki tersebut. Untuk pertama kalinya percobaan ini berhasil membuktikan keberadaan neutrino.
Namun demikian, neutrino kemungkinan besar bukan partikel materi gelap. Berdasarkan simulasi komputer penciptaan struktur skala besar dan galaksi-galaksi di alam semesta dini, peran neutrino sebagai materi gelap gagal menciptakan struktur skala besar dan galaksi-galaksi yang konsisten dengan apa yang kita amati dewasa ini. Pembentukan struktur dan galaksi berlangsung terlalu lama atau bahkan kebalikannya yaitu terlalu banyak galaksi. Oleh karena itu neutrino sebagai materi gelap kini semakin ditinggalkan dan para astronom beralih ke partikel nonbaryon lainnya yaitu partikel supersimetri.

WIMP adalah partikel supersimetrik?

Dalam teori fisika, supersimetri (atau biasa disingkat SUSY) mengandaikan adanya pasangan untuk setiap partikel elementer. Pasangan ini disebut superpartner dan memiliki karakteristik yang sama (massa dan bilangan kuantum), hanya saja bilangan spin mereka berbeda sebesar 1/2. Kurang lebih delapan puluh tahun lalu, Paul Dirac melipatgandakan jumlah materi yang diketahui saat itu dengan memprediksikan keberadaan antimateri, sekarang jumlah materi ini harus dilipatgandakan lagi oleh teori supersimetri—bila teori ini nantinya terbukti benar. Partikel supersimetri yang menjadi kandidat terkuat adalah Neutralino. Partikel ini tercipta pada saat alam semesta masih berusia dini dan saat ini—bila mereka memang betul-betul ada—dapat dideteksi melalui dua cara: melalui detektor kriogenika di bawah tanah atau melalui teleskop neutrino.

Di sebelah kiri adalah partikel-partikel standard yang selama ini kita ketahui, terbagi atas keluarga quark (kuning), keluarga lepton (merah), boson pembawa gaya alias gauge boson (hijau), dan Boson Higgs (biru). Di sebelah kanan adalah superpartner mereka atau disebut juga partikel-partikel SUSY (supersimmetry). Superpartner identik dengan pasangannya, kecuali bilangan spin mereka yang berbeda sebesar 1/2.

Salah satu eksperimen yang bertujuan mendeteksi neutralino melalui kriogenika adalah CDMS atau Cryogenic Dark Matter Search. Berlokasi jauh di bawah tanah di Minnesota, Amerika Serikat, instrumen CDMS menggunakan substrat kristal Germanium dan Silikon yang didinginkan hingga suhunya hanya 1/50000 derajat Kelvin. Pada suhu sedingin ini, atom-atom Germanium dan Silikon dalam substrat kristal ini tidak lagi bergerak dan bersusun membentuk kisi-kisi. Bila partikel neutralino melewati kisi-kisi ini, kisi-kisi ini akan meregang seperti senar gitar dipetik dan akan bergetar sebelum akhirnya kembali diam ke posisi semula. Redaman ini akan melepaskan energi panas berwujud fonon, dan akan dapat dideteksi oleh lapisan tungsten di permukaan detektor. Untuk menjaga suhu detektor tetap stabil dan mengurangi kemungkinan detektor ini mendeteksi sesuatu partikel lain selain neutralino, detektor ini dilapisi berbagai lapisan insulasi yang dapat mencegah panas dari berbagai sumber memasuki detektor dan juga mencegah partikel selain neutralino menembus detektor.
Percobaan CDMS berusaha mendeteksi partikel WIMP secara langsung. Cara lain untuk mendeteksi partikel WIMP secara tidak langsung adalah dengan mengamati reaksi penghilangan WIMP menjadi partikel lain yang dapat dideteksi. Cara ini dilakukan antara lain dengan mengamati neutrino energi tinggi dari Matahari. Objek-objek bermassa besar seperti Matahari dapat menangkap neutralino dan menggiringnya ke arah inti Matahari. Di dalam inti Matahari, neutralino dapat saling bertumbukan dan menghilangkan sesamanya, dan menghasilkan neutrino. Pada inti Matahari, reaksi nuklir penggabungan empat inti hidrogen menjadi satu inti helium juga menghasilkan neutrino, namun energi neutrino ini kira-kira seribu kali lebih lemah daripada neutrino yang dihasilkan dari tumbukan neutralino. Neutrino energi tinggi hasil tumbukan neutralino ini kemudian akan melesat ke segala arah, namun sebagian akan mencapai Bumi dan akan dapat dideteksi oleh berbagai teleskop neutrino energi tinggi, misalnya Teleskop Neutrino ANTARES yang beroperasi di dasar Laut Tengah atau IceCube yang beroperasi di lapisan es di Kutub Selatan.

Teori ketiga: Materi gelap tidak ada

Penjelasan ketiga adalah materi gelap tidak ada dan gejala “massa tambahan” dalam kurva rotasi dijelaskan secara sederhana sebagai kurangnya pemahaman kita akan Hukum Ketiga Newton, dan oleh karena itu di hadapan gejala ini perlulah dimodifikasi. Konsep ini diajukan oleh Moti Milgrom dan ia menamakannya MOND atau MOdified Newtonian Dynamics (Dinamika Newton yang Dimodifikasi). Milgrom menjelaskan bahwa Hukum Ketiga Newton yang selama ini kita gunakan berlaku hanya untuk percepatan besar namun perlu diberi parameter tambahan bila kita meninjau percepatan yang sangat kecil. Jadi untuk kasus percepatan kecil, Hukum Ketiga Newton bukan lagi F = ma, tetapi F = m a²/a₀, di mana a₀ adalah sebuah konstanta percepatan yang besarnya kira-kira sekitar 10^-8 cm s^-2.

Gejala "massa yang hilang'' cenderung muncul pada sistem yang memiliki percepatan kecil (di samping kiri garis tegas vertikal). Oleh karena itu muncul ide bahwa Hukum Ketiga Newton perlu dimodifikasi untuk kasus percepatan kecil. Sumber: Majalah Science, 2009.

Kurva rotasi yang diprediksi MOND (titik-titik biru) cocok dengan kurva rotasi yang diamati (garis tegas). Ini adalah kasus untuk NGC1650, dan berhasil juga untuk galaksi-galaksi lain. Sumber: Majalah Science (2009)

Dengan menggunakan MOND, kurva rotasi dapat dijelaskan dengan baik sekali dan dihitung hanya dengan menggunakan massa baryonik. MOND juga memprediksikan adanya galaksi dengan kecerlangan rendah, dan juga gejala-gejala lain yang belum dapat diprediksi teori-teori materi gelap. Dengan mempelajari secara sistematik kurva rotasi galaksi-galaksi, nilai skala akselerasi dapat dipertajam harganya menjadi a₀ ~ 1.2 x 10^-8 cm s^-2 dan ternyata nilainya serbasama untuk seluruh galaksi.
Namun demikian, MOND bukannya tanpa masalah. Usaha untuk menjelaskan kecepatan gerak gugus-gugus galaksi ternyata tidak berhasil dan kita harus menggunakan nilai berbeda a₀, atau bahkan harus mengasumsikan keberadaan sejumlah kecil materi gelap. Dan yang terutama, MOND hanyalah teori fenomenologi yang bersifat empirik dan belum punya dasar fisika. Salah satu ujian terpenting bagi MOND adalah ia harus diperluas agar dapat bekerja juga dalam kerangka Relativitas Umum yang memandang gravitasi sebagai sebuah gejala geometri ruang-waktu.
Pengembangan MOND ke dalam kerangka Relativitas Umum diajukan oleh fisikawan Jacob Bekenstein dalam sebuah makalah yang diterbitkan tahun 2004. Teori yang diajukan Bekenstein ini dinamakan TeVeS atau Tensor-Vektor-Skalar. Teori TeVeS dianggap cukup lengkap dan terdefinisi dengan baik dan dapat digunakan memprediksikan gejala-gejala yang terjadi dalam skala kosmologi, yang terpenting adalah pembentukan struktur skala besar pada masa awal-awal alam semesta.
Penggunaan TeVeS untuk mensimulasi pembentukan struktur skala besar menunjukkan hasil yang kurang lebih sepadan dengan apa yang diamati sekarang. Akan tetapi, agar TeVeS bisa konsisten dengan data pengamatan, dibutuhkan keberadaan medan gravitasi tambahan yang perilakunya ternyata menyerupai materi gelap dalam wujud neutrino. Secara prinsip hal ini tidak bertentangan dengan prinsip-prinsip MOND namun tidaklah seelegan ide awal MOND yang dimaksudkan sebagai konsep yang sama sekali tidak membutuhkan materi gelap.

Diskusi

Hingga saat ini, data pengamatan mengindikasikan bahwa jika materi gelap memang ada, maka wujudnya adalah partikel nonbaryonik yang eksotik dan berinteraksi dengan “materi normal” melalui gravitasi dan tidak secara elektromagnetik. MACHO dan neutrino boleh jadi adalah materi gelap juga walaupun bukanlah komponen yang paling dominan. Partikel-partikel supersimetrik dengan demikian adalah kandidat terkuat sebagai “materi gelap” dan masih menunggu untuk ditemukan melalui eksperimen-eksperimen fisika dan astronomi. Di satu sisi, bila materi gelap tidak ada dan yang kita butuhkan adalah modifikasi Hukum Newton, maka MOND dapat diuji dengan melakukan serangkaian pengamatan lensa gravitasi dan radiasi latar (CMB atau Cosmic Microwave Background) untuk meneliti efek TeVeS pada pelensaan gravitasi.
Inilah ilmu pengetahuan, dibangun melalui perbedaan pendapat dan kreativitas, namun alamlah yang menjadi hakim.

Galaksi Tertua Yang Kesepian di Awal Alam Semesta

Astronom memang tidak mengetahui dengan tepat kapan bintang pertama lahir di alam semesta. Namun setiap langkah lebih auh dari Bumi akan membawa manusia masuk lebih dalam ke tahun-tahun awal pembentukan bintang dan galaksi yang terjadi setelah terjadinya Dentuman Besar.

Kandidat galaksi tertua yang dipotret Hubble. Kredit : NASA/ESA/Garth Illingworth (UCSC)/Rychard Bouwens (UCSC/Leiden University)/HUDF09 Team

Sebelumnya telah diklaim bahwa galaksi terjauh yang ditemukan memiliki pergeseran merah 8,6 dan berusia 600 juta tahun semenjak terjadinya Dentuman Besar. Kali ini ada sebuah galaksi lainnya yang lebih tua dan memiliki pergeseran merah lebih besar yang berhasil dilihat Teleskop Hubble.
Obyek redup yang ternyata merupakan galaksi dengan bintang-bintang bitu tersebut berada pada jarak 13,2 milyar tahun cahaya dari Bumi dan memiliki pergeseran merah 10,3. Dengan demikian ketika manusia pertama kali melihat cahayanya si obyek ini diperkirakan berusia 480 juta tahun semenjak terjadinya Dentuman Besar. Atau sekitar 150 juta tahun lebih tua dari galaksi tertua sebelumya.  Penemuan ini menunjukkan kalau gambaran alam semesta saat muda jauh lebih kosong dari yang diperkirakan sebelumnya.
Galaksi Tertua
Galaksi yang tampak hanya sendirian tersebut dilihat oleh Hubble Ultra Deep FIeld, pencitraan infra merah dari langit malam yang terdiri dari obyek – obyek paling redup dan paling jauh yang bisa dipotret sampai saat ini.
Dalam penelitian ini,  Rychard Bouwens dari Universitas Leiden bersama rekan-rekannya menentukan jarak si galaksi dengan menggunakan pengukuran redshift atau pergeseran merah. Saat alam semesta mengembang dan obyek di dalamnya bergerak menjauh, pengamat mengamati cahaya dari sumber yang sangat jauh yang terentang lebih panjang dari panjang gelombang yang seharusnya dan menuju arah merah dari spektrum elektromagnetik.
Tim ini mencari obyek yang cahayanya sudah mengalami pergeseran merah yang artinya sudah tidak berada dalam panjang gelombang optik di spektrum dan berada pada panjang gelombang infra merah. Galaksi purba yang ditemukan ini berada sangat terpencil dan cahayanya hanya bisa terdeteksi pada panjang gelombang inframerah terpanjang yang bisa dilihat Hubble.
Karena jaraknya yang jauh, informasi yang diterima oleh pengamat berasal dari keberadaannya di masa awal alam semesta atau sekitar 480 juta tahun setelah Dentuman Besar. Periode ini berada pada batas kemampuan pengamatan Hubble, namun pemodelan yang dilakukan menunjukkan teleskop Hubble seharusnya masih bisa mendeteksi beberapa galaksi lagi dari periode waktu yang sama dan bukan hanya satu galaksi.
Kondisi yang hampir mandul pada epoh tersebut jelas sekali bertolak belakang dengan periode 650 juta tahun setelah Dentuman Besar, dimana tim peneliti sudah berhasil menemukan sekitar 60 galaksi.

Obyek terjauh yang dilihat Hubble. Obyek yang juga galaksi di masa awal setelah alam semesta terbentuk, tampak sebagai gumpalan merah redup dalam pemotretan ultra deep field. Diketahui obyek tersebut berada pada jarak 13,2 milyar tahun cahaya. Kredit: NASA, ESA, G. Illingworth (University of California, Santa Cruz), R. Bouwens (University of California, Santa Cruz, & Leiden University), dan tim HUDF09

Kedipan Kosmik
Obyek yang dilihat Hubble tampak sebagai titik redup. Ia tampak terlalu muda dan terlalu kecil untuk memiliki bentuk spiral yang umumnya menjadi karakteristik sebuah galaksi dalam alam semesta lokal. Meskipun Hubble tidak dapat melihat bintang-bintang di dalamnya, bukti yang ada jelas menujukkan kalau obyek ini merupakan galaksi kompak dengan bintang panas yang terbentuk lebih dari 100 – 200 juta tahun sebelumnya dari gas yang terperangkap dalam kantung materi gelap.
Hasil penglihatan Hubble sekaligus menunjukkan dalam kurun waktu kurang dari 200 juta tahun dengan satu kedipan mata kosmik, galaksi-galaksi besar terbentuk dengan cepat dari beberapa galaksi kecil. Laju pembentukan bintang juga meningkat sepuluh kali lipat. Jelas ini adalah sebuah perubahan yang sangat dramatis yang mengambil alih keadaan pada periode itu.
Satu hal yang menjadi tanda tanya sekaligus misteri adalah kurangnya galaksi di periode itu. Pada kisaran periode tersebut, radiasi ultraungu memisahkan banyak sekali hidrogen netral di alam semesta menjadi komponen penyusunnya yakni proton dan elektron. Sebuah proses yang dikenal sebagai reionisasi. Jika ini tidak terjadi, maka kita akan melihat lebih sedikit di alam semesta dari yang bisa kita tangkap saat ini. Hal ini disebabkan oleh hidrogen netral yang sangat efektif dalam menyerap cahaya pada berbagai panjang gelombang.
Menurut Garth Illingworth dari University of California, Santa Cruz yang juga bagian dari tim peneliti, “jika penemuan tim ini benar, maka tentunya tidak ada cukup banyak bintang disekitarnya yang bisa digunakan untuk membangkitkan keadaan ke tingkat radiasi ultraungu  yang dibutuhkan untuk reionisasi”.  Sumber lainnya seperti active galactic nuclei atau sebuah area  kompak di pusat galaksi yang bersinar sangat terang di sebagian atau di seluruh area spektrum elektromagnetik bisa jadi ikut menyediakan radiasi ekstra.  Yang jadi masalah, active galactic nuclei atau AGN ini menerima energi dari lubang hitam supermasif yang diperkirakan belum memiliki waktu yang cukup untuk terbentuk pada era tersebut.
Mendorong Batas…
Hasil yang didapat Hubble tidak serta merta disetujui oleh semua peneliti.  Menurut James Dunlop dari University of Edinburgh, UK, “data yang didapat Hubble sebenarnya tidak mampu untuk mengkonfirmasi keberadaan obyek dengan pergeseran merah yang sedemikian besar dalam panjang gelombang pendek, karena itulah para peneliti sering kali menghindari metode ini. Apalagi Hubble harus mendorong dirinya untuk bisa menerjemahkan data yang berada pada batasan kemampuannya, karena ia pada dasarnya tidak dirancang untuk itu”.
James Dunlop memang skeptis dengan keberadaan galaksi jauh yang pergeseran merahnya sedemikian besar berdasarkan laporan para peneliti. Menurutnya bisa jadi itu merupakan noise atau gangguan yang menginterfensi hasil pengamatan Hubble.
Tapi di sisi lain, ada juga tim penelitia lain yang menemukan kalau pada periode tersebut ada beberapa galaksi lainnya dari data pengamatan yang sama yang didapat Hubble. Tim ini mendeteksi setidaknya ada 10 obyek yang berpotensi sebagai galaksi pada pergeseran merah yang sama. Jika apa yang dianalisa tim ini benar maka tentu laju peningkatan galaksi antara masa 480 juta tahun dan 650 juta tahun setelah kelahiran alam semesta lebih lambat dari yang diperkirakan oleh Bouwens dan timnya.
Analisis lain dengan menggunakan laju ledakan supernova langka yakni yang dikenal sebagai ledakan sinar gamma dilakukan untuk menentukan laju pembentukan bintang di masa awal alam semesta. Analisa ini menunjukan keberadaan sejumlah besar galaksi pada periode tersebut. Dan menurut John beacom dari Ohio State University di Columbus, tim peneliti yang menemukan galaksi tertua ini belum menemukan semua bintang yang ada di masa awal alam semesta.
Yang jelas, penemuan yang dibuat Hubble ini sangat menarik namun dibutuhkan pengamatan lanjutan yang akan bisa membawa astronom pada temuan baru yang mungkin menjadi jawaban atas pertanyaan seperti apa kondisi awal alam semesta. Dan misi ini akan dilanjutkan oleh James Webb Space Telescope.
Rychard Bouwens  juga berharap JWST dapat memberi jawaban sekaligus memberi informasi yang dapat menjelaskan ketidaksesuaian yang diperoleh saat ini.  Akan ada lebih banyak data karena ini bukanlah sebuah hasil akhir.

Jumlah Materi Gelap Untuk Pembentukan Bintang Dalam Galaksi

Herschel Space Observatory milik ESA yang bekerjasama dengan NASA, berhasil mengungkap berapa banyak materi gelap yang dibutuhkan untuk membentuk galaksi baru yang penuh bintang.

Animasi yang menunjukkan distribusi materi gelap pada pergeseran merah 2 saat alam semesta baru berusia 3 milyar tahun. kredit : The Virgo Consortium/Alexandre Amblard/ESA

Dalam pengamatannya, Herschel menemukan populasi galaksi yang diliputi debu yang tidak membutuhkan jumlah materi gelap yang banyak seperti yang diduga sebelumnya untuk mengumpulkan gas dan menyebabkan terjadinya ledakan pembentukan bintang,
Penemuan tersebut menjadi salah satu langkah penting untuk bisa memahami bagaimana materi gelap yang merupakan substansi yang tidak tampak, berkontribusi dalam proses kelahiran galaksi masif di awal alam semesta.

Kontribusi Materi Gelap Bagi Pembentukan Galaksi
Menurut Asantha Cooray dari University of California, Irvine, yang juga peneliti utama penelitian ini, “jika diawali dengan sedikit materi gelap, maka galaksi yang berkembang akan berakhir dengan perlahan. Tapi jika materi gelapnya terlalu banyak, gas tidak akan bisa menjadi cukup dingin untuk membentuk sebuah galaksi besar. Pada akhirnya hanya akan terbentuk galaksi kecil dalam jumlah besar. Tapi jika jumlah materi gelapnya tepat, maka galaksi yang terbentuk akan memiliki ledakan jumlah bintang di dalamnya.”
Berapakah jumlah yang tepat itu? Dari hasil yang dilihat Herschel, Asantha Cooray menemukan kalau jumlah yang tepat itu 300 milyar massa Matahari.
Ukuran tersebut jelas menantang teori yang ada saat ini yang memprediksikan bahwa sebuah galaksi haruslah lebih besar 10 kali, dengan massa 5000 miliar massa Matahari untuk bisa membentuk sebuah galaksi dengan jumlah bintang yang banyak.
Sebagian besar massa di galaksi tersebut diperkirakan merupakan materi gelap, substansi yang tak dapat dilihat oleh panca indera maupun oleh instrumen apapun, dan hanya bisa dideteksi melalui pengaruh gravitasi yang ditimbulkan bahan tersebut. Gravitasi materi gelap inilah yang diperkirakan dapat mengikat si galaksi saat berotasi sehingga bintang-bintang di dalamnya tidak tercerai berai.

Area "lubang Lockman" yang berada di rasi Ursa Mayor. Arrea yag di survei Herschel. Titik-titik kecil di citra tersebut merupakan galaksi jauh. Kredit : konsorsium ESA & SPIRE & konsorsium HerMES

Model pembentukan galaksi yang ada saat ini dimulai dengan akumulasi sejumlah besar materi gelap. Gumpalan raksasa materi gelap ini berfungsi bak sumur yang mengumpulkan gas dan debu yang dibutuhkan untuk membentuk galaksi. Saat campuran gas dan debu jatuh ke dalam sumur, mereka akan berkondensasi dan memulai proses pendinginan, dan dimulailah ledakan pembentukan bintang. Yang dilihat Herschel, laju pembentukan bintang pada galaksi-galaksi muda yang ia amati pada jarak 10 – 11 milar tahun tersebut mencapai 100 – 1000 kali lebih cepat dari laju pembentukan bintang di Bima Sakti saat ini. Saat bintang yang terbentuk sudah cukup, maka sebuah galaksi baru pun lahir.
Mata Infra Merah Herschel
Hasil Herschel tersebut menunjukan pentingnya astronomi infra merah yang membawa para ilmuwan untuk melihat apa yang ada di balik cadar debu antar bintang dan melihat bintang-bintang kala bayi.
Bagaimana Herschel bisa melihat semua itu? Ini tak lepas dari kemampuan instrumen SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) milik Herschel yang bekerja pada panjang gelombang 250, 350 dan 500 mikron. Panjang gelombang tersebut 1000 kali lebih panjang dari area panjang gelombang yang bisa dilihat oleh mata manusia. Kemampuan ini jugalah yang menyebabkan mata Herschel mampu mengungkap keberadaan galaksi yang diliputi oleh debu.
Menurut Göran Pilbratt, peneliti dalam proyek Herschel, “kemampuan Herschel yang memiliki sensitivitas tinggi pada cahaya infra merah jauh yang dipancarkan oleh galaksi muda yang penuh dengan ledakan bintang telah membawa para astronom untuk melihat ke kedalaman alam semesta dan memberi pemahaman yang lebih baik lagi mengenai pembentukan dan evolusi galaksi.”

Distribusi materi gelap. kredit : The Virgo Consortium/Alexandre Amblard/ESA

Citra Yang Diambil Herschel
Dalam melakukan pengamatannya, Herschel tidak hanya melihat namun ia juga memotret semua yang dilihatnya. Dari citra yang dihasilkan Herschel terdapat banyak galaksi yang tumpang tindih dan menciptakan kabut radiasi inframerah yang dikenal sebagai latar belakang kosmik infra merah. Galaksi-galaksi tersebut tidak terdistribusi secara acak melainkan mengikuti pola yang mendasari materi gelap di alam semesta. Akibatnya, kabut tersebut memiliki pola khas yang berupa potongan terang dan gelap.
Analisa kecerlangan dari potongan yang ada dalam citra SPIRE menunjukkan laju pembentukan bintang di galaksi jauh infra merah lebih tinggi 3 – 5 kali dibanding pengamatan serupa pada galaksi yang masih sangat muda pada panjang gelombang tampak oleh teleskop Hubble dan teleskop lainnya.
Analisis lebih lanjut dan simulasi yang dibuat menunjukkan kalau massa yang lebih kecil untuk galaksi-galaksi tersebut merupakan jumlah yang pas untuk pembentukan bintang. Galaksi yang kurang masif akan sulit terbentuk lebih dari generasi pertama bintang sebelum ia mengalami kegagalan pembentukan. Sedangkan galaksi yang lebih masif harus berjuang keras karena proses pendinginan gas jadi lebih lambat dan menghalangi si galaksi untuk mengalami keruntuhan untuk memiliki kerapatan yang lebih tinggi yang dibutuhkan untuk memicu terjadinya pembentukan bintang.
Tapi jumlah yang dilihat Herschel yakni beberapa ratus milyar massa matahari sudah cukup untuk membuat galaksi memiliki laju pembentukan bintang yang besar dan akan dapat bertumbuh dengan cepat.

Hubble Meniadakan Teori Alternatif Energi Gelap

Tampaknya energi gelap masih menjadi salah satu faktor yang mempengaruhi laju ekspansi alam semesta.  Hal ini didapat setelah para astronom melakukan perhitungan kembali laju ekspansi alam semesta dengan menggunakan teleskop Hubble. Perhitungan ini dilakukan agar mendapatkan tingkat keakurasian yang lebih baik.  Tak hanya itu, para astronom berhasil mengesampingkan teori alternatif tentang asal mula energi gelap yang ada saat ini.

NGC 5584. Kredit : NASA, ESA, and Z. Levay (STScI), NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU), & L. Macri (Texas A&M University)

Alam semesta berekspansi atau mengembang dalam laju yang dipercepat. Laju yang dipercepat tersebut bisa terjadi karena alam semesta diisi oleh energi gelap. Akibatnya meski jumlah total materi (baryon dan materi gelap) tidak memungkinkan untuk membuat alam semesta berekspansi dengan cepat, keberadaan energi gelap memungkinkan hal tersebut terjadi. Energi gelap ini bekerja dengan cara berlawanan dari gravitasi.  Seperti halnya konsep energi gelap yang misterius, asal usul dan pemodelan yang dibuat oleh para astronom juga menarik untuk dibahas.
Salah Satu Teori Asal Mula Energi Gelap
Salah satu teori alternatif tentang keberadaan energi gelap adalah keberadaan gelembung besar yang mengisi ruang kosong sebesar 8 milyar tahun cahaya dan mengelilingi lingkungan galaksi. Nah jika kita tinggal di dekat pusat ruang hampa tersebut, pengamatan yang memperlihatkan galaksi bergerak saling menjauh dengan laju dipercepat hanya akan menjadi ilusi.
Bentuk sederhana hipotesa tersebut saat ini sudah tidak lagi dipakai karena para astronom memberikan batasan yang lebih ketat pada laju ekspansi alam semesta.  Dalam penelitian yang meggunakan teleskop Hubble dan diarahkan oleh tim SHOES (Supernova H₀ for the Equation of State) di bawah pimpinan Adam Riess dari Space Telescope Science Institute (STScI) dan Johns Hopkins University di Baltimore,  tim ini bekerja untuk lebih memperhalus keakuratan konstanta Hubble. Hal ini dimaksutkan untuk mendapatkan tingkat presisi yang lebih baik untuk karakterisasi perilaku energi gelap.  Hasil pengamatan tersebut dipergunakan untuk menentukan angka laju ekspansi alam semesta saat ini agar mencapai ketidakpastian hanya 3,3 %.
Pengukuran yang baru tersebut mereduksi margin kesalahan sekitar 30% dibanding pengukuran Hubble sebelumnya di tahun 2009.
Harga laju ekspansi adalah 73,8 km/detik/megaparsek. Artinya, untuk setiap tambahan satu juta parsek (3,26 juta tahun cahaya) galaksi dari Bumi, maka galaksi akan tampak bergerak menjauh dengan laju 73,8 km/detik lebih cepat dari kita. Setiap penurunan ketidakpastian dari laju ekspansi alam semesta akan membantu pemahaman manusia akan bahan-bahan pembentuk alam semesta. dengan mengetahui harga yang lebih presisi akan memberi batas bagi rentang kekuatan energi gelap dan membantu para astronom untuk lebih mempererat / memberi harga yang memiliki margin eror lebih kecil untuk menghitung properti kosmik termasuk di dalamnya bentuk alam semesta, nutrino dan partikel-partikel yang mengisi alam semesta dini.
Adam Riess dkk menggunakan kamera baru di Hubble yang berfungsi seperti radar polisi untuk bisa menangkap percepatan alam semesta.

Meledakkan Si Gelembung
Energi gelap merupakan salah satu misteri terbesar kosmologi dalam fisika modern. Bahkan Einsten memahami keberadaan kekuatan misteri tersebut dan dikenal sebagai konstanta kosmologi.
Konstanta kosmologi adalah faktor yang dimasukkan dalam persamaan Einstein dalam relativitas umum. Konstanta kosmologi ini awalnya dimaksudkan untuk mengimbangi gravitasi supaya diperoleh gambaran alam semesta yang statis.  Ide ini kemudian ia sesali ketika Edwin Hubble menemukan alam semesta yang mengembang sesuatu yang harusnya terlebih dulu bisa diramalkan oleh relativitas umum. Eksistensi konstanta kosmologi ini kembali mencuat akhir-akhir ini, dan mencapai puncak ketika terdeteksi keberadaan energi gelap di kisaran tahun 1998.
Ide keberadaan energi gelap tersebut tidak wajar, dan banyak juga ilmuwan yang mulai mencari intrpretasi lain yang “aneh” termasuk di dalamnya teori gelembung kosmik. Dalam teori tersebut, gelembung dengan kerapatan rendah akan mengembang lebih cepat dibanding alam semesta yang lebih masif disekitarnya. Bagi pengamat di dalam gelembung, energi gelap akan tampak mendorong seluruh alam semesta untuk saling terlepas. Dengan hipotesa gelembung, dibutuhkan laju ekspansi alam semesta lebih lambat dari yang sudah dihitung para astronom, sekitar 60 – 65 km / det / megaparsek.
Dengan mereduksi ketidakpastian Konstanta Hubble menjadi 3%, Adam Riess bisa mengeliminasi kemungkinan harga Konstanta Hubble yang sedemikian rendah, yang artinya teori gelembung tersebut bisa dieliminasi.
Bagian tersulit dari teori gelembung adalah karena salah satu syaratnya mengharuskan kita hidup di dekat ruang kosong yang luar biasa besar. Kemungkinan itu terjadi hanya 1 dari 1000000 kesempatan. Dan karena hasil pegamatan memperlihatkan bahwa alam semesta mengalami percepatan, jauh lebih baik jika pemandu bagi para astronom adalah data yang diperoleh.

Bintang Sebagai Pengukur Kosmik
Perhitungan laju ekspansi alam semesta bukanlah yang mudah.  Pada awalnya Riess dan tim  menentukan keakuratan jarak galaksi jauh dan dekat dari Bumi. Setelah itu dilakukan perbandingan jarak tersebut dengan laju galaksi saat menjauh karena ekspansi alam semesta.  Menurut Riess, “energi gelap seperti menjadi pedal yang memicu percepatan laju ekspansi”. Kedua harga yang didapat kemudian digunakan untuk menentukan konstanta Hubble, angka yang memiliki korelasi dengan laju menjauhnya galaksi dari Bima Sakti.
Ini semua terkait dengan ruang kerja astronom yang tidak bisa menyentuh sendiri obyek yang ia teliti. Tak mungkin bukan para astronom mengukur sendiri jarak galaksi-galaksi tersebut? Karena itu dibutuhkan bintang atau obyek lainnya yang bertugas sebagai pengukur kosmik. Obyek-obyek tersebut haruslah memiliki kecerlangan intrinsik yang sudah diketahui. Jaraknya dapat diketahui dengan membandingkan kecerlangan sebenarnya si obyek dengan kecerlangan semu yang tampak dari Bumi.
Dari semua obyek yang ada, yang dapat digunakan sebagai pengukur kosmik dan memiliki jarak yang relatif lebih dekat maka pilihannya jatuh pada bintang variabel Cepheid. bintang berdenyut yang kecerlangannya berubah secara berkala. Magnitudo mutlaknya dapat diketahui dari periode perubahan cahayanya. Masalahnya, Cepheid terlalu redup untuk ditemukan di galaksi yang sangat jauh. Untuk itu, butuh pengukur lain untuk jarak yang jauh.
Untuk jarak yang jauh, digunakan Supernova tipe 1a, yang merupakan ledakan bintang. Ledakan bintang pada tipe ini bersinar dengan luminositas yang hampir sama dan sangat cerlang untuk bisa dilihat dari jarak yang jauh di alam semesta.
Untuk memperkecil ketidakpastian Konstanta Hubble, Riess mencari galaksi dekat yang memiliki bintang Cepheid dan Supernova Tipe 1a, sesuatu yang sulit untuk didapat. Setelah itu, ia melakukan perbandingan kecerlangan semua kedua tipe bintang dan kemudian dilakukan penentuan kecerlangan intrinsik keduanya sehingga jarak ke supernova Tipe 1a di galaksi yang luas dan jauh bisa diketahui.
Para astronom ini menggunakan ketajaman Wide Field Camera 3 (WFC3) untuk mempelajari lebih banyak bintang yang berada pada panjang gelombag tampak maupun yang ada di dekat-inframerah. Setelah itu para ilmuwan melakukan eliminasi sistematik terhadap kesalahan yang didapat dengan membandingkan pengukuran mereka dengan pengukuran dari teleskop-teleskop yang berbeda.  WFC3 ini memberikan tingkat presisi yang lebih baik.
Para astronom berharap Hubble akan terus digunakan untuk bisa mereduksi ketidakpatian konstanta Hubble sehingga bisa memperhitungkan properti energi gelap.

Mengejar Alam Semesta Yang Menjauh
Adam Riess  sudah 13 tahun mengejar energi gelap. Ia adalah salah satu penemu keberadaan energi gelap saat menemukan supernova Tipe 1a lebih redup dari yang diharapkan, yang artinya supernova tersebut berada lebih jauh dari yang diduga. Satu-satunya yang mungkin terjadi adalah ekspansi alam semesta mengalami percepatan dari waktu ke waktu.
Sampai dengan penemuan tersebut, para astronom secara umum meyakini bahwa laju ekspansi kosmik mengalami perlambatan secara berkala sebagai akibat tarikan gravitasi galaksi antara satu dengan lainnya. Hasilnya menunjukkan ada kekuatan misteri yang bekerja berlawanan dengan gravitasi dan mendorong galaksi itu menjauh satu sama lainnya dengan laju yang semakin bertambah.
Nah untuk mengetahui batasan energi gelap diperlukan harga yang akurat dari konstanta Hubble.