Bintang Variable

Setiap malam kita bisa mengamati bintang-bintang memancarkan cahaya yang terlihat tetap setiap saat. Apakah cahaya bintang benar-benar tetap? Sebenarnya tidak, ada bintang yang cahayanya berubah-ubah baik secara periodik maupun tidak. Bintang yang seperti itu kemudian disebut sebagai bintang variabel. Memang perubahannya itu sulit dikenali oleh mata karena begitu kecilnya amplitudonya. Tapi berkat teknologi pengukur intensitas cahaya yang semakin baik, maka kita bisa ketahui adanya variasi kecerlangan pada beberapa bintang.
Terdapat dua kelompok besar bintang variabel, yaitu bintang variabel intrinsik dan ekstrinsik. Bintang variabel intrinsik adalah bintang yang perubahan kecerlangannya diakibatkan oleh faktor dari dalam bintang itu sendiri (perubahan pancaran energi/luminositas). Sedangkan bintang variabel ekstrinsik adalah bintang perubahan kecerlangannya bukan diakibatkan oleh perubahan luminositas, melainkan faktor dari luar bintang itu. Masing-masing kelompok ini kemudian dibagi menjadi berbagai jenis lagi.

Bintang variabel di galaksi M100. Sumber: Hubblesite

Bintang variabel intrinsik terdiri atas variabel periodik, eruptif, dan eksplosif. Contoh variabel periodik adalah Cepheid. Bintang semacam ini mengalami perubahan luminositas karena radiusnya yang berubah-ubah secara periodik.  Sedangkan variabel eruptif adalah bintang yang luminositasnya berubah akibat lontaran massa atau flare. Biasanya bintang variabel ini tidak memiliki variasi kecerlangan yang periodik.
Kemudian variabel eksplosif adalah bintang yang kecerlangannya berubah karena bintangnya meledak (supernova). Meledaknya bintang itu sendiri disebabkan oleh beberapa hal, antara lain karena bintang sudah memasuki tahap akhir evolusinya, atau karena bintang katai putih yang berpasangan dengan bintang lain dalam sebuah sistem bintang ganda yang memperoleh perpindahan massa dari bintang pasangannya. Akibat ledakannya itu, luminositas bintang ini dapat naik hingga seratus juta kali lipat (hingga 20 magnitudo) dan setelah itu akan tampak sisa-sisanya berupa selubung gas yang disebut sisa supernova (supernova remnant).

Nebula Kepiting, sisa dari supernova tahun 1054. Sumber: Hubblesite.

Sedangkan yang termasuk dalam kelompok bintang variabel ekstrinsik adalah bintang berotasi, bintang ganda gerhana, dan bintang berplanet. Untuk bintang berotasi, perubahan kecerlangan bintang itu diakibatkan oleh adanya bintik hitam (seperti di Matahari) atau bintik terang yang ukurannya cukup besar. Saat bintang tersebut berotasi, maka posisi bintik hitam atau bintik terangnya akan berubah posisi dari awalnya menghadap ke Bumi menjadi tidak menghadap ke Bumi. Saat bintik hitam menghadap ke Bumi kecerlangan bintang menjadi turun dan sebaliknya.
Untuk bintang ganda gerhana dan bintang berplanet, perubahan kecerlangan diakibatkan oleh tertutupnya piringan bintang oleh bintang pasangan (dalam bintang ganda) dan oleh planet (bintang berplanet). Variabilitas perubahan kuat cahaya yang ditimbulkan pada bintang ganda gerhana tentunya lebih besar jika dibandingkan dengan bintang berplanet. Sehingga kita akan sulit mengamati perubahan kecerlangan ketika ada sebuah planet melintas di depan piringan bintang (transit). Tetapi justru dari bintang yang memiliki variabilitas perubahan kuat cahaya yang kecil itulah astronom dunia bisa menemukan planet yang mengorbit bintang lain (extrasolar planet).

Bintang ganda gerhana. Sumber: Wikipedia

Pada awalnya, bintang variabel yang ditemukan pertama kali adalah sebuah supernova pada tahun 1572 oleh Tycho Brahe (SN1572). Kemudian pada tahun 1596 ditemukan juga bintang variabel yang awalnya dianggap sebagai sebuah nova (bintang yang kecerlangannya naik secara tiba-tiba lalu meredup kembali), yaitu bintang yang kini dikenal dengan nama Mira (Omicron Ceti), sebuah sistem bintang ganda yang terletak di rasi Cetus. Namun setelah diamati dalam waktu yang lama, diketahui bahwa kecerlangan bintang ini berubah secara berkala. Jadilah Mira sebagai bintang variabel periodik yang pertama ditemukan. Bintang itu disebut nova (bahasa latin untuk “baru”) karena tidak terlihat adanya bintang di posisi yang sama sebelumnya.
Penamaan Bintang Variabel
Di sebuah rasi, bintang variabel yang ditemukan pertama kali akan diberi nama dengan format [huruf penanda urutan] [nama genetif rasi]. Huruf penanda urutan dimulai dari R, S, T, …,  Z, lalu berlanjut ke RR, RS, …, RZ, SS, ST, …, ZZ, lalu AA hingga QZ tanpa menggunakan huruf J baik sebagai digit pertama ataupun kedua. Contohnya, R Andromedae sebagai bintang variabel pertama yang ditemukan di rasi Andromeda, RR Lyrae, YZ Ceti, dll. Dengan menggunakan huruf-huruf tersebut, kita akan dapatkan 334 kemungkinan saja. Jika terdapat lebih dari 334 bintang variabel di sebuah rasi, maka penamaan selanjutnya menjadi V[335, 336, dst] [nama genetif rasi]. Contohnya adalah V603 Aquilae.
Jadi kini kita tahu bahwa sebuah bintang yang tampak tenang dan terangnya konstan bisa saja sedang mengalami perubahan kuat cahaya karena ada planet yang melintas di depannya. Atau mungkin jika suatu saat nanti kita melihat sebuah bintang yang mendadak menjadi begitu terangnya hingga dapat terlihat di siang hari, maka kita tahu bahwa yang kita lihat adalah sebuah supernova!

Materi Antar Bintang

Ketika sedang mengamati indahnya langit malam, pernahkah Anda bertanya-tanya tentang kekosongan pada ruang antar bintang. Apakah sama sekali tidak ada apa-apa di sana? Benarkah di alam semesta seluas ini, dengan jarak antar bintang yang berkisar ribuan atau bahkan) jutaan tahun cahaya, hanya diisi ruang kosong? Kalau Anda pernah menanyakan hal tersebut, tahukah Anda apa jawabannya?Sebenarnya, ruang antar bintang itu tidak kosong. Materi antar bintang (interstellar matter) adalah sebutan untuk pengisi kekosongan itu. Lalu, seberapa penting keberadaan materi antar bintang (MAB)? Sebenarnya penting sekali, karena sifat materi penyusunnya mempengaruhi apa yang kita pelajari dalam astronomi. Dengan mempelajari MAB, kita jadi tahu bagaimana MAB meredupkan, memerahkan, atau bahkan menghalangi cahaya bintang. Selain itu juga MAB memberikan petunjuk mengenai komposisi materi pembentukan bintang, karena bintang lahir dari MAB ini. Artikel kali ini hanya akan membahas pengaruh MAB terhadap cahaya bintang.
Secara umum terdapat dua jenis penyusun materi antar bintang, yang pertama adalah debu antar bintang dan yang kedua adalah gas. Masing-masing jenis materi ini memberikan pengaruh yang berbeda ketika diamati. Berikut ini akan saya bahas masing-masing dalam dua poin besar.
A. Debu Antar Bintang
Materi ini jauh lebih kecil kelimpahannya dibandingkan dengan gas antar bintang, namun pengaruhnya terhadap berkas cahaya visual lebih besar. Hal ini disebabkan ukuran partikelnya yang besar (dalam orde 1/1000 mm), bandingkan dengan panjang gelombang cahaya tampak (1/20000 mm), sehingga materi ini cenderung untuk menyerap dan menghamburkan berkas cahaya. Debu antar bintang ini tersusun dari partikel-partikel es, karbon, atau silikat. Karakteristik debu ini menghasilkan bermacam efek terhadap cahaya bintang, yang akan dijelaskan sebagai berikut.
i. Nebula Gelap
Ada daerah tertentu di ruang antar bintang yang memiliki kepadatan debu yang sangat tinggi, sehingga cukup untuk menjadi awan (nebula) yang kedap cahaya. Walaupun kepadatan partikelnya masih jauh lebih rendah dari pada di Bumi, namun besarnya awan ini mengakibatkan terhalangnya cahaya bintang. Celah gelap memanjang di daerah Cygnus dan Horsehead Nebulae (Kepala Kuda) di Orion adalah contoh nebula gelap, yang menghalangi datangnya berkas cahaya bintang ke arah pengamat.

Horsehead Nebula (Sumber: APOD)

ii. Efek Redupan
Sekumpulan kecil debu selain di nebula gelap dapat juga memberikan efek meredupnya cahaya bintang sekitar 1 magnitudo setiap 1 kiloparsek yang ditempuh cahaya tersebut. Hal ini memunculkan permasalahan ketika akan ditentukan jarak sebuah bintang. Karena dalam menentukan jarak, diperlukan perbandingan antara magnitudo semu dan mutlak. Harga magnitudo semu yang didapat akan mengalami kesalahan akibat dari efek redupan tersebut, sehingga menyebabkan kesalahan pada nilai jarak bintang. Untuk mengatasinya, perlu diketahui terlebih dahulu seberapa besar efek redupan yang dialami cahaya bintang tersebut.
iii. Efek Pemerahan
Penghamburan berkas cahaya tidak sama di semua panjang gelombang. Karena ukuran partikel debu yang kecil, maka hanya gelombang elektromagnetik yang mempunyai panjang gelombang yang pendek yang lebih terkena efek penghamburan ini. Artinya, hanya cahaya ungu dan biru yang paling terkena efeknya. Sementara merah dan jingga tidak mengalami halangan yang berarti ketika melintasi debu antar bintang. Akibat dari kekurangan cahaya ungu dan biru ini, cahaya yang sampai di Bumi akan tampak merah. Hal inilah yang disebut sebagai efek pemerahan.
iv. Nebula Pantulan

Trifid Nebula/M20 (Sumber: APOD)

Hamburan oleh debu antar bintang, terutama cahaya biru, terkadang menerangi daerah di sekitarnya. Akibatnya, awan debu antar bintang ini akan tampak biru karena cahaya bintang di belakangnya melintasi awan debu ini. Contoh dari nebula pantulan ini adalah gugus bintang Pleiades di Taurus serta Trifid Nebulae di Sagittarius.
B. Gas Antar Bintang
Materi utama penyusun gas antar bintang ini adalah Hidrogen dengan sedikit Helium. Kepadatan gas dalam suatu ruang antar bintang biasanya mencapai 1 atom/cm3 , sementara di beberapa tempat, kepadatan partikel gas antar bintang dapat mencapai 105 atom/cm3 . Namun kerapatan ini masih jauh lebih rendah daripada kepadatan gas di Bumi, 1019 atom/cm3. Nebula gas ini dibagi dua, daerah H I dan H II.
i. Daerah H II, Nebula Emisi
Jika bintang muda dan panas (golongan B dan O) terletak dekat dengan nebula gas, maka pancaran ultraviolet dari bintang tersebut akan mengionisasi gas hidrogen yang terkandung di dalam nebula itu. Ketika inti atom hidrogen menangkap elektron yang lain, pada saat yang bersamaan dipancarkan pula radiasi elektromagnetik, dalam panjang gelombang cahaya tampak. Akibatnya, cahaya uv dari bintang diubah menjadi cahaya tampak oleh nebula gas ini. Jika dilihat spektrumnya, nebula ini memberikan garis emisi. Contoh nebula jenis ini adalah Nebula Orion di daerah pedang Orion, Nebula Lagoon dan Nebula Trifid di Sagittarius.

Great Orion Nebula (Sumber: APOD)

Ada dua macam lagi nebula emisi yang berbeda dengan yang disebut di atas. Kedua macam nebula ini dibentuk dalam evolusi bintang. Yang pertama adalah planetary nebula, yaitu ketika sebuah bintang berada dalam evolusi tahap akhirnya, melontarkan selubung gas yang didorong dari bintang akibat tekanan dalamnya. Selama proses ini, gelombang uv dari bintang meradiasi selubung tersebut, sehingga terjadi peristiwa yang sama seperti penjelasan sebelumnya. Akibatnya terlihat sebuah bintang di tengah-tengah awan gas. Contoh planetary nebula jenis ini adalah Nebula Cincin di Lyra.

Planetary Nebula (Sumber: APOD)

Yang kedua adalah sisa ledakan supernova. Gas yang tersisa setelah ledakan bintang (supernova) menerima pancaran energi dari pusat nebula. Contohnya, Cygnus Loop.

Cygnus Loop (Sumber: APOD)

ii. Daerah H I, Awan Hidrogen Netral
Di daerah awan gas ini, tidak ada sumber gelombang uv yang dapat mengionisasi hidrogennya. Awan ini gelap, dingin dan transparan. Pengamatan objek ini bergantung pada sifat yang dimiliki oleh inti atom hidrogennya.
Diketahui bahwa pada elektron dan inti pada sebuah atom memiliki momentum spin. Keduanya dapat memiliki spin yang searah atau berlawanan. Dalam keadaan spin searah, atom memiliki tingkat energi yang lebih tinggi daripada spin berlawanan. Jika sebuah atom berada dalam keadaan spin searah, maka setelah 106 tahun atom tersebut akan berubah ke tingkat energi yang lebih rendah ( spin berlawanan ). Proses ini, disebut ’’electron spin flop’’, akan menghasilkan pancaran energi kuantum dengan panjang gelombang setara dengan gelombang radio, 21 cm. Maka, pengamatan yang telah dilakukan pun lebih banyak dilakukan oleh astronom radio.
iii. Molekul antar bintang
Pengamatan radio telah menghasilkan penemuan sejumlah senyawa dalam sebuah awan gas. Hal ini dapat diketahui dari sifat energi elektromagnetik yang dipancarkan maupun diserap oleh awan gas tersebut. Diantara yang diketahui adalah molekul-molekul organik, molekul yang menjadi dasar kehidupan.. Beberapa diantarnya adalah hidroksil radikal, amonia, air, metil alkohol, metil sianida, formaldehid, hidrogen sianida, dan karbon monoksida. Kelimpahan molekul-molekul ini jauh lebih kecil dari hidrogen.

Keajaiban Siklus Matahari

MATAHARI dalam perjalanan evolusinya sebagai sebuah bintang menunjukkan sifat-sifat dinamis, baik di lapisan luar (fotosfer, kromosfer, korona) maupun lapisan dalam. Salah satu keajaiban perilaku evolusi matahari adalah fenomena siklus aktivitas 11 tahun.

Siklus merupakan perulangan peristiwa yang biasa terjadi di alam. Siang berganti malam, akibat rotasi bumi pada porosnya. Musim silih berganti akibat kemiringan poros rotasi bumi terhadap bidang orbitnya mengitari matahari (ekuator bumi membentuk sudut 23,5 derajat terhadap bidang ekliptika). Dan matahari ternyata juga memiliki siklus aktivitas.

Berbagai perioda siklus matahari telah diidentifikasi, baik dalam jangka puluhan maupun ratusan tahun. Salah satu yang mudah diamati adalah siklus aktivitas 11 tahun. Fenomena ini bahkan sudah diketahui oleh para pengamat matahari sejak abad ke-17, mengingat metoda yang digunakan sangatlah sederhana, yaitu menghitung jumlah bintik secara rutin setiap hari.

Adalah seorang Galileo Galilei yang membuat terobosan besar dalam sejarah pengamatan astronomi. Setelah merampungkan teleskop buatan sendiri tahun 1610, salah satu benda langit yang menjadi sasaran adalah matahari. Ia takjub lantaran permukaan matahari dihiasi bintik-bintik hitam secara acak dan berkelompok. Bila diamati dari hari ke hari ternyata jumlah bintik dalam suatu kelompok berubah, demikian pula jumlah kelompok bintik secara keseluruhan.

Sayangnya, Galileo tidak melakukan observasi setiap hari dalam kurun waktu panjang. Karena itu ia bukanlah penemu salah satu misteri akbar yang menjadi bagian dari evolusi Matahari, yaitu pemunculan bintik mengikuti suatu pola tertentu atau siklus. Entah secara kebetulan, dalam kurun waktu tahun 1645 - 1715, pemunculan bintik sangat sedikit. Rentang waktu matahari dalam kondisi 'tidak aktif' ini disebut sebagai Mauder Minimum. Hal ini pula yang mungkin menyebabkan fenomena siklus aktivitas matahari tidak diketahui sebelum tahun 1715.

Satu hal yang menarik, aktivitas matahari minimum itu ternyata menyebabkan suhu seluruh muka bumi sangat dingin sepanjang tahun. Sungai di kawasan lintang rendah yang biasanya tidak membeku pun jadi beku, dan salju menutupi di berbagai belahan dunia. Tak berlebihan bila masa itu disebut Little Ice Age. Ada bukti-bukti abad es ini pernah terjadi jauh di masa lampau. Akankah bumi mengalami abad es kembali di masa yang akan datang? Pemahaman perilaku siklus matahari diharapkan dapat menjawab teka-teki ini.

Siklus Matahari

Pengamatan matahari secara sistematis mulai dilakukan di Observatorium Zurich tahun 1749, atau lebih dari seabad setelah pengamatan Galileo. Selama berpuluh-puluh tahun observatorium ini menjadi pelopor dalam pengamatan Matahari. Dari ketekunan dan jerih payah selama puluhan tahun ini, akhirnya terungkap pemunculan bintik mengikuti suatu siklus dengan perioda sekira 11 tahun.

Meski fenomena itu sudah diketahui ratusan tahun silam, perilaku atau sifat-sifat siklus aktivitas matahari 11 tahun masih merupakan topik penelitian yang relevan dilakukan oleh para peneliti pada saat ini. Entah dalam upaya untuk memahami fisika matahari maupun mengaji pengaruhnya bagi lingkungan tata surya. Khususnya, pengaruh aktivitas itu terhadap lingkungan bumi, yang lebih pupuler dengan sebutan cuaca antariksa (space weather).

Satu abad kemudian, yaitu tahun 1849, observatorium lainnya (Royal Greenwich Observatory, Inggris) memulai pengamatan Matahari secara rutin. Dengan demikian, data dari kedua observatorium tersebut saling melengkapi. Ada kalanya sebuah observatorium tidak mungkin melakukan pengamatan karena kondisi cuaca ataupun teleskop dalam perawatan.

Siklus 11 tahun aktivitas matahari merupakan suatu keajaiban alam. Bagaimana sebenarnya proses pembangkitan siklus 11 tahun itu, hingga kini masih menjadi topik penelitian menarik bagi para ahli. Dari berbagai studi yang telah dilakukan, terungkap pembangkitan siklus itu berkaitan dengan proses internal matahari. Terjadi pada suatu lapisan di bawah fotosfer yang disebut lapisan konvektif.

Lapisan konvektif mempunyai ketebalan sekira 30 dari jari-jari matahari. Namun, lapisan ini memunyai peranan penting dalam proses penjalaran energi yang dibangkitkan oleh inti matahari sebelum dipancarkan keluar dari fotosfer. Di antara inti dan lapisan konvektif terdapat lapisan radiatif.

Satu-satunya teori yang bisa menjelaskan fenomena siklus 11 tahun secara tepat adalah teori "Dinamo Matahari" (Solar Dynamo). Seorang pakar bidang ini, Prof. Hirokazu Yoshimura dari Departemen Astronomi, Universitas Tokyo, telah melakukan studi intensif proses dinamo matahari melalui simulasi 3D menggunakan komputer. Begitu ketatnya menjaga kerahasiaan penelitian yang tengah dilakukan, laboratorium tempat ia bekerja senantiasa tertutup rapat. Salah seorang staf Matahari Watukosek-LAPAN, Maspul Aini Kambry, boleh jadi satu-satunya orang Indonesia yang sering berdiskusi di dalam laboratoriumnya ketika ia mengambil program doktor.

Melalui kerja sama penelitian, mereka berhasil membuktikan adanya siklus 55 tahun (55 years grand cycle) berdasarkan hasil simulasi dinamo matahari, yang dikonfirmasi melalui analisis observasi bintik menggunakan data dari National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Penemuan yang dituangkan dalam tesis doktor M.A. Kambry, sempat diekspos salah satu koran terkemuka Jepang, Yomiuri Shimbun, setelah dipresentasikan dalam suatu simposium astronomi (tenmon gakkai) di Jepang, 13 tahun silam

LARGE HADRON COLLIDER – Ekperimen CERN Utk Memecahkan Misteri “Partikel Tuhan” !

“Large Hadron Collider adalah cincin “Akselerator Partikel” dan “Atom-Smasher” raksasa yg dibuat oleh Badan Riset Nuklir Eropa (CERN) dengan panjang keliling 27 km yg terletak pd kedalaman 175 meter dibawah tanah. Dibangun diantara perbatasan Perancis dan Swiss, cincin itu sendiri terdiri dari 9300 kumparan magnet superkonduktif dengan berat berton-ton yg dirangkai seperti sosis dan kemudian didinginkan dengan sekitar 96 ton helium cair.
Sampai saat ini Proyek LHC melibatkan sekitar 7000 org Ahli Fisika Partikel (hampir separo dari semua ahli fisika partikel di seluruh dunia) dari 80 negara dan telah menghabiskan biaya sekitar USD 5,8 miliar (sekitar Rp 53,3 triliun). Dan direncanakan pada bulan Agustus ini mesin tersebut mulai dinyalakan.
Cara Kerja LHC adalah :

LHC terdiri dari dua buah pipa cahaya yg berdekatan dimana masing-masing pipa berisi sekelompok proton yg “berlari” mengilingi cincin utama ( 27 km ) secara berlawanan arah. Setiap kelompok proton tersebut didorong” oleh mesin LHC sehingga bisa mengandung energi sebesar 7 Trilyun Volt (7 TeV). Pada 4 titik tertentu 2 pipa tersebut akan bersilangan satu sama lain sehingga 2 kelompok proton tadi akan saling bertabrakan dg total energi sebesar 14 TeV dan menghasilkan 600 juta partikel per detik.
Pada titik-titik tabrakan tersebut dipasang detektor-detektor raksasa yg akan mencatat semua serpihan partikel super kecil yg dihasilkan pada setiap tabrakan. Saking besarnya salah satu dari detektor tersebut konstruksi bisa dipakai untuk membangun satu Menara Eiffel baru.

Semua ini punya satu tujuan dasar:
“Untuk Mengulang Kembali Kejadian Awal Terbentuknya Alam Semesta Kita atau BIG BANG Dalam Skala Mikro !”

Large Hadron Collider dibangun untuk menjawab berbagai misteri terbesar dalam alam semesta, yaitu :
Bagaimana Alam Semesta Bisa Terbentuk Sampai Bisa Seperti Sekarang Ini ?
Memang para ahli sudah sepakat bahwa alam semesta terbentuk akibat peristiwa “Big Bang” tapi mereka belum benar-benar memahami bagaimana dan mengapa alam semesta bisa berkembang seperti sekarang ini. Dengan mesin LHC bisa diketahui apa yg terjadi [b]sepersejuta detik[/] setelah big bang terjadi.
Para ahli berharap akan bisa melihat partikel paling eksotis yaitu “Partikel Higg Boson” atau populer disebut dengan “Partikel Tuhan”. Mereka sdh punya dugaan sendiri tapi para ahli juga berharap pada apa yg “tidak terduga”.
Macam Apa Alam Semesta Kita Ini ?
Banyak ahli fisika yg percaya bahwa alam semesta kita tidak hanya terdiri dari 3 dimensi (ruang dan waktu) seperti yg kita pahami saat ini. Bahkan ada yg menyatakan bahwa alam semesta sebenarnya terdapat 10 Dimensi.
Dimana anti-materi berada?
Big Bang menghasilkan “materi” (zat) dan anti-materi dengan jumlah yg sama, tetapi kita hanya bisa melihat “materi” saja. Apa yg terjadi dengan anti-materi ? Dengan percobaan LHC bisa dipelajari perbedaan yg hampir tidak terlihat antara partikel materi dan anti-materi tersebut.
Kenapa Partikel Memiliki Massa ?
Partikel cahaya atau Photon tidak memiliki massa. Sedangkan partikel zat lain seperti elektron dan quarks memiliki massa dan para ahli fisika tidak tahu pasti kenapa bisa begitu.
Terbuat Dari Apakah Alam Semesta Kita Ini ?
Para ahli hanya mengetahui 4% materi yang menyusun alam semesta kita sedangkan 96% masih merupakan misteri besar yg populer disebut “Dark Energy”.
Teori dari “Super Simetri” berpendapat bahwa semua partikel yg tercipta di alam semesta mempunyai ‘super-partner” sendiri-sendiri. Kalau super-partner ini ada LHC akan mampu mendeteksinya dan mungkin bisa menjelaskan mistery terbesar alam semesta – Dark Matter dimana ada yg berpendapat kalau Dark Matter tersusun dari “Partikel Supersimetris “.