Kosmologi modern punya model andalan yang sudah sangat berhasil menjelaskan banyak hal tentang alam semesta: model ฮCDM. Model ini menyatakan bahwa alam semesta terdiri dari sekitar 5% materi biasa (atom, bintang, planet), 27% materi gelap, dan 68% energi gelap yang mendorong percepatan pengembangan alam semesta.
ฮCDM adalah singkatan dari Lambda Cold Dark Matter. Lambda (ฮ) merujuk pada konstanta kosmologi โ representasi matematis dari energi gelap โ sementara CDM merujuk pada materi gelap dingin, yaitu materi gelap yang bergerak lambat dan membentuk struktur besar alam semesta seperti gugus galaksi.
Tapi sebelum lebih jauh, perlu dijelaskan dulu: apa sebenarnya materi gelap itu?
Materi gelap adalah sebutan untuk komponen alam semesta yang tidak memancarkan, menyerap, atau memantulkan cahaya โ ia benar-benar tidak terlihat oleh teleskop mana pun. Kita tidak bisa melihatnya secara langsung, tapi keberadaannya sangat nyata dirasakan melalui pengaruh gravitasinya. Galaksi-galaksi berputar terlalu cepat untuk bisa tetap bersatu hanya dengan gravitasi dari bintang-bintang yang terlihat โ ada massa tambahan yang tidak terlihat yang "mengikat" mereka. Gugus galaksi pun membelokkan cahaya jauh lebih kuat dari yang seharusnya jika hanya materi biasa yang ada di sana. Semua ini menunjukkan bahwa sekitar 27% dari total isi alam semesta adalah sesuatu yang tidak kita kenal โ dan itulah yang kita sebut materi gelap.
Sifat sejati materi gelap masih menjadi salah satu pertanyaan terbuka terbesar dalam fisika. Kita tahu ia ada, kita tahu ia bermassa, dan kita tahu ia tidak berinteraksi dengan cahaya. Tapi apakah ia terdiri dari partikel tertentu, apakah ia stabil selamanya, dan bagaimana ia berperilaku dalam skala waktu kosmologis โ semua itu masih belum terjawab. Dan justru dari pertanyaan terakhir itulah penelitian yang akan kita bahas berangkat.
Model Standar Alam Semesta Kita โ dan Retakannya
Model ฮCDM sangat berhasil menjelaskan banyak hal, dari distribusi galaksi berskala besar hingga sisa cahaya dari awal alam semesta. Tapi dalam beberapa tahun terakhir, celah-celah kecil mulai muncul โ ketidaksesuaian antara prediksi model ini dengan pengukuran langsung di alam semesta yang tidak bisa begitu saja diabaikan.
Salah satu retakan yang paling persisten adalah apa yang disebut "ketegangan Sโ" (S8 tension) โ sebuah ketidakcocokan angka yang sudah bertahan bertahun-tahun dan belum terpecahkan. Sebuah studi terbaru oleh Yaman Acharya dan Ryan E. Johnson dari Gettysburg College, dipublikasikan Mei 2026, mengusulkan bahwa jawabannya mungkin tersembunyi di sifat materi gelap itu sendiri: bagaimana jika materi gelap tidak sepenuhnya stabil, dan perlahan meluruh menjadi partikel lain?
Apa Itu Ketegangan Sโ?
Untuk memahami masalah ini, kita perlu mengenal parameter Sโ. Secara sederhana, Sโ adalah ukuran seberapa "menggumpal" materi di alam semesta โ seberapa kuat materi cenderung berkumpul membentuk struktur seperti galaksi dan gugus galaksi. Dan di sinilah kaitan langsungnya dengan materi gelap: karena materi gelaplah yang menjadi "kerangka gravitasi" utama tempat materi biasa berkumpul dan membentuk struktur. Semakin banyak dan semakin rapat materi gelap menggumpal, semakin tinggi nilai Sโ.
Secara teknis, Sโ dihitung dari kombinasi dua besaran: ฯโ (yang mengukur besar-kecilnya fluktuasi kepadatan materi pada skala tertentu) dan ฮฉm (kepadatan total materi di alam semesta). Kombinasi keduanya menghasilkan angka yang bisa diukur dari berbagai cara berbeda.
Ada dua cara utama untuk mengukur Sโ, dan keduanya menghasilkan angka yang tidak cocok satu sama lain.
Cara pertama adalah melihat ke masa lalu alam semesta yang sangat awal, melalui CMB (Cosmic Microwave Background) atau radiasi latar kosmik โ sisa cahaya dari sekitar 380 ribu tahun setelah Big Bang. Teleskop Planck menggunakan data CMB ini dan memprediksi nilai Sโ yang relatif tinggi, sekitar 0,83.
CMB atau Cosmic Microwave Background adalah radiasi elektromagnetik yang tersisa dari masa awal alam semesta, sekitar 380 ribu tahun setelah Big Bang. Pada saat itu, alam semesta cukup dingin sehingga elektron dan proton bisa bergabung membentuk atom hidrogen, dan cahaya akhirnya bisa merambat bebas. Cahaya purba itulah yang kini kita deteksi sebagai CMB โ merata di seluruh langit dengan suhu sekitar 2,7 Kelvin, dan mengandung informasi sangat kaya tentang kondisi alam semesta awal.
Cara kedua adalah mengamati alam semesta saat ini langsung, melalui teknik yang disebut weak gravitational lensing atau lensa gravitasi lemah โ mengamati bagaimana cahaya dari galaksi-galaksi jauh sedikit melengkung ketika melewati materi di depannya. Survei besar seperti Dark Energy Survey (DES) menggunakan metode ini dan mendapatkan nilai Sโ yang lebih rendah, sekitar 0,77โ0,78.
Weak gravitational lensing atau lensa gravitasi lemah adalah fenomena di mana cahaya dari galaksi-galaksi jauh sedikit terbelokkan oleh massa yang ada di depannya, persis seperti cahaya yang melewati lensa kaca. Efeknya sangat kecil โ galaksi tidak tampak terdistorsi secara dramatis, tapi dengan menganalisis bentuk jutaan galaksi secara statistik, para astronom bisa menghitung seberapa banyak materi yang ada di antara kita dan galaksi-galaksi tersebut.
Selisih antara kedua pengukuran ini โ sekitar 0,05 hingga 0,06 dalam nilai Sโ โ mungkin terdengar kecil, tapi dalam kosmologi presisi tinggi, ini adalah perbedaan yang signifikan dan tidak bisa begitu saja dianggap kesalahan pengukuran. Kedua metode sudah diuji berkali-kali dengan data yang semakin baik, dan ketidaksesuaian ini terus bertahan. Data terbaru dari DES (2025) dan DESI โ Dark Energy Spectroscopic Instrument โ pada 2025 semakin mempertegas bahwa ketegangan ini nyata dan bukan sekadar noise statistik.
DES (Dark Energy Survey) dan DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) adalah dua proyek yang berbeda meski namanya terdengar mirip. DES adalah survei fotometri yang memotret galaksi dalam beberapa warna cahaya untuk mengukur posisi dan bentuknya โ metode utamanya adalah weak gravitational lensing dan pengelompokan galaksi. DESI di sisi lain adalah instrumen spektroskopi yang mengukur redshift galaksi secara sangat presisi menggunakan teknik yang berbeda, yaitu pengukuran osilasi akustik baryon โ pola distribusi galaksi yang tertinggal dari gelombang suara di alam semesta awal. Keduanya sama-sama bertujuan mempelajari energi gelap dan struktur alam semesta, tapi dengan cara kerja dan jenis data yang berbeda.
Artinya, ada sesuatu yang terjadi di alam semesta yang tidak dijelaskan oleh model ฮCDM standar. Materi di alam semesta saat ini tampak kurang menggumpal dari yang seharusnya โ dan itu adalah petunjuk bahwa ada fisika baru yang perlu diperhitungkan.
Ide Utama: Materi Gelap yang Meluruh
Proposal Acharya dan Johnson cukup elegan: bagaimana jika materi gelap bukan partikel yang sepenuhnya stabil, melainkan perlahan meluruh menjadi partikel-partikel lain dalam skala waktu kosmologis yang sangat panjang?
"Meluruh" dalam fisika partikel berarti sebuah partikel berubah menjadi dua atau lebih partikel lain yang massanya lebih ringan. Proses ini umum terjadi pada partikel-partikel subatomik โ neutron bebas misalnya, dalam waktu sekitar 15 menit akan meluruh menjadi proton, elektron, dan antineutrino. Yang diusulkan di sini adalah materi gelap yang meluruh jauh lebih lambat โ dalam skala miliaran hingga triliunan tahun.
Model yang mereka kembangkan secara spesifik mempertimbangkan skenario di mana partikel materi gelap yang berat (ฯ) meluruh menjadi dua hasil akhir: sebuah neutrino standar (ฮฝ) dan sebuah fermion ringan yang tidak terlihat (ฯ). Proses ini bisa ditulis sebagai:
ฯ โ ฮฝ + ฯ
Kenapa neutrino? Ini bukan pilihan sembarangan. Neutrino adalah partikel yang hampir tidak berinteraksi dengan materi biasa โ mereka bergerak hampir secepat cahaya dan menembus hampir segalanya tanpa terpengaruh. Karena sifat inilah, peluruhan materi gelap menjadi neutrino tidak akan menghasilkan sinyal sinar gamma atau sinar kosmik yang akan segera terdeteksi dan membantah modelnya. Neutrino juga tidak ikut "menggumpal" membentuk struktur โ mereka bergerak terlalu cepat untuk tertahan oleh gravitasi pada skala kecil.
Neutrino adalah partikel elementer yang sangat ringan dan hampir tidak berinteraksi dengan materi biasa. Setiap detik, sekitar 65 miliar neutrino dari Matahari menembus setiap sentimeter persegi tubuh kita โ tanpa kita rasakan sama sekali. Dalam kosmologi, neutrino yang bergerak cepat ini disebut "relativistik" dan tidak berkontribusi pada pembentukan struktur seperti galaksi.
Bagaimana Peluruhan Ini Bisa Mengurangi Ketegangan Sโ?
Mekanismenya intuitif jika dipahami selangkah demi selangkah.
Dalam model ฮCDM standar, materi gelap diasumsikan stabil selamanya. Ia terus menggumpal secara gravitasi, membentuk struktur-struktur besar yang semakin padat seiring berjalannya waktu. Inilah yang menyebabkan prediksi Sโ dari CMB โ yang memodelkan alam semesta awal dengan materi gelap yang masih utuh โ menghasilkan nilai yang tinggi.
Tapi jika sebagian materi gelap perlahan meluruh menjadi neutrino yang bergerak cepat, dua hal terjadi sekaligus. Pertama, jumlah materi gelap yang bisa menggumpal berkurang secara bertahap seiring waktu. Kedua, neutrino yang dihasilkan justru menghambat pembentukan struktur skala kecil karena mereka bergerak terlalu cepat untuk tertangkap gravitasi.
Hasilnya: di alam semesta yang lebih tua seperti yang kita amati sekarang, materi kurang menggumpal dari yang diprediksi model standar. Nilai Sโ yang diukur dari pengamatan langsung menjadi lebih rendah โ persis seperti yang ditemukan DES.
Apa yang Diuji dan Bagaimana Hasilnya?
Tim peneliti tidak hanya mengusulkan ide ini secara kualitatif. Mereka melakukan perhitungan menggunakan data nyata dari Dark Energy Survey Year 1 (DES Y1) untuk melihat apakah model materi gelap meluruh ini konsisten dengan pengamatan.
Mereka menghitung tiga jenis spektrum daya sudut โ cara matematis untuk mengukur bagaimana materi terdistribusi pada berbagai skala sudut di langit.
Spektrum daya sudut (angular power spectrum) adalah cara untuk mengukur seberapa banyak variasi yang ada dalam distribusi galaksi atau materi pada berbagai skala sudut. Bayangkan seperti analisis frekuensi pada musik โ kita bisa memisahkan kontribusi dari "nada rendah" (struktur berskala besar seperti supergugus galaksi) dan "nada tinggi" (struktur berskala kecil seperti galaksi individual). Dalam kosmologi, ini memberi informasi tentang bagaimana materi terdistribusi di alam semesta pada berbagai skala jarak.
Ketiga jenis spektrum yang dihitung adalah:
1. Spektrum pengelompokan galaksi โ mengukur seberapa kuat galaksi-galaksi latar depan cenderung berkumpul satu sama lain. Bayangkan seperti peta kepadatan penduduk: ada area yang padat dan ada yang jarang. Spektrum ini mengukur pola kepadatan itu pada berbagai skala jarak. Kelemahannya, galaksi tidak selalu mengikuti distribusi materi gelap secara sempurna โ ada faktor ketidakpastian tentang seberapa erat galaksi "mengikuti" materi gelap yang mendasarinya.
2. Spektrum lensa gravitasi lemah โ mengukur seberapa besar galaksi-galaksi latar belakang tampak terdistorsi bentuknya akibat materi yang ada di depannya. Ini lebih langsung mencerminkan distribusi materi gelap, tapi pengukurannya lebih rentan terhadap noise karena sinyal distorsinya sangat kecil dan butuh statistik jutaan galaksi untuk dideteksi.
3. Spektrum korelasi silang galaksi-lensa โ mengukur hubungan antara posisi galaksi latar depan dengan distorsi bentuk galaksi latar belakang di sekitarnya. Ini adalah kombinasi dari dua spektrum sebelumnya, dan ia mengatasi kelemahan masing-masing: tidak sepeka noise seperti spektrum lensa, tapi juga tidak sebias spektrum pengelompokan galaksi. Inilah yang paling berguna dan dijadikan fokus utama analisis.
Hasilnya cukup menjanjikan. Model materi gelap meluruh menghasilkan prediksi yang konsisten dengan data DES pada skala besar, sementara pada skala yang lebih kecil terjadi sedikit penurunan kekuatan sinyal โ persis seperti yang diharapkan jika materi gelap perlahan kehilangan sebagian massanya menjadi neutrino yang tidak menggumpal. Penyimpangan dari model standar ini masih berada dalam batas ketidakpastian pengukuran DES, artinya data saat ini tidak bisa menyangkal model materi gelap meluruh โ tapi juga belum bisa mengkonfirmasinya secara definitif.
Batasan dan Langkah Selanjutnya
Para peneliti jujur tentang keterbatasan studi ini. Ini adalah investigasi awal โ mereka belum melakukan fitting statistik penuh untuk menentukan nilai parameter model yang terbaik. Untuk benar-benar membuktikan bahwa materi gelap meluruh bisa menyelesaikan ketegangan Sโ, diperlukan analisis Bayesian yang lebih lengkap menggunakan metode MCMC.
Analisis Bayesian dengan MCMC (Markov Chain Monte Carlo) adalah metode statistik yang digunakan untuk menjelajahi ruang parameter model yang kompleks secara efisien. Alih-alih mencoba semua kemungkinan kombinasi nilai parameter secara manual, MCMC "berjalan" secara acak tapi terarah melalui ruang parameter, menghabiskan lebih banyak waktu di wilayah yang lebih konsisten dengan data. Hasilnya adalah distribusi probabilitas untuk setiap parameter โ seberapa besar kemungkinan setiap nilai parameter itu benar berdasarkan data yang ada.
Ada juga rencana menarik untuk memperluas analisis ini ke arah yang belum pernah dilakukan sebelumnya: mengkorelasikan data galaksi dari DES dengan data neutrino energi tinggi dari observatorium IceCube di Kutub Selatan. Jika materi gelap memang meluruh menjadi neutrino, neutrino-neutrino itu seharusnya mengikuti distribusi materi di alam semesta โ dan seharusnya ada korelasi spasial antara di mana galaksi berkumpul dan dari mana neutrino energi tinggi datang. Mendeteksi korelasi semacam itu akan menjadi bukti yang sangat kuat untuk skenario ini.
Survei generasi berikutnya seperti LSST dan Euclid juga akan memberikan data yang jauh lebih presisi, yang akan memungkinkan pengujian model ini secara lebih ketat.
Gambaran Besarnya
Ketegangan Sโ bukan satu-satunya masalah yang dihadapi model ฮCDM. Ada juga ketegangan Hubble โ ketidakcocokan dalam pengukuran laju pengembangan alam semesta โ dan pertanyaan tentang bagaimana lubang hitam supermasif bisa tumbuh sebegitu besar di alam semesta yang sangat muda. Semua ini menunjukkan bahwa model standar kita mungkin membutuhkan koreksi.
Materi gelap yang meluruh adalah salah satu kandidat yang menarik karena ia secara alami mengatasi masalah Sโ melalui mekanisme fisika yang tergrounding dengan baik, tanpa melanggar batasan observasi yang sudah ada. Ia tidak mengubah fisika alam semesta awal โ yang sudah sangat berhasil dijelaskan oleh ฮCDM โ tapi secara bertahap mengubah perilaku materi gelap di alam semesta yang lebih tua.
Tentu saja, ini baru satu langkah awal. Tapi dalam kosmologi, bahkan sebuah model yang "tidak terbukti salah" oleh data yang ada sudah merupakan kemajuan yang berarti. Dan jika pengukuran masa depan mengkonfirmasi bahwa materi gelap memang tidak abadi, itu akan menjadi salah satu penemuan terbesar dalam sejarah fisika.
Ditulis berdasarkan: Acharya, Y. & Johnson, R. E. (2026). Decaying Dark Matter as a Possible Solution for Cosmological Tensions. arXiv:2606.00529v1