Händelsehorisont

Händelsehorisonten är gränsen inom astrofysiken , bortom vilken händelser inte kan påverka betraktaren.

Termen myntades av Wolfgang Rindler [1] .

År 1784 föreslog John Michell att nära kompakta, massiva föremål kunde gravitationen vara så stark att inte ens ljus kunde övervinna den. På den tiden dominerade den Newtonska gravitationsteorin och den så kallade Corpuscular theory of light . Enligt dessa teorier, om den andra kosmiska hastigheten för ett objekt överstiger ljusets hastighet, kan ljuset som lämnar det tillfälligt flytta sig bort, men så småningom återvända. 1958 använde David Finkelstein generell relativitetsteori för att introducera en mer rigorös definition av ett svart håls lokala händelsehorisont som gränsen bortom vilken händelser av något slag inte kan påverka en utomstående observatör. Detta ledde till informationsparadoxen och brandväggsparadoxen , vilket föranledde en omprövning av begreppet lokala händelsehorisonter och föreställningen om ett svart hål. Därefter har flera teorier utvecklats, både med och utan händelsehorisont. Stephen Hawking , som var en av de ledande teoretikerna för att beskriva svarta hål, föreslog att man skulle använda den skenbara horisonten istället för händelsehorisonten, och påstod att "gravitationskollaps skapar synliga horisonter, inte händelsehorisonter." Han drog så småningom slutsatsen att "frånvaron av en händelsehorisont betyder frånvaron av svarta hål - i betydelsen strukturer från vilka ljus inte kan fly till oändligheten" [2] [3] . Detta betyder inte att man förnekar existensen av svarta hål, det uttrycker helt enkelt misstro mot den traditionella strikta definitionen av händelsehorisonten . 

Varje föremål som närmar sig horisonten från observatörens perspektiv verkar sakta ner och aldrig helt korsa horisonten [4] . På grund av gravitationell rödförskjutning blir dess bild röd med tiden när objektet rör sig bort från observatören [5] .

I det expanderande universum når och överstiger expansionshastigheten ljusets hastighet, vilket förhindrar överföring av signaler till vissa regioner. Den kosmiska händelsehorisonten är den verkliga händelsehorisonten eftersom den påverkar alla typer av signaler, inklusive gravitationsvågor som färdas med ljusets hastighet.

Mer specifika typer av horisonter inkluderar relaterade men distinkta skenbara och absoluta horisonter som finns runt ett svart hål. Andra distinkta typer inkluderar Cauchy- och Killing- horisonterna ; fotonsfärer och ergosfärer av Kerr-lösningen ; partikelhorisonter och kosmologiska horisonter , relaterade till kosmologi ; såväl som isolerade och dynamiska horisonter , som är viktiga i aktuell forskning om svarta hål.

Kosmisk händelsehorisont

Inom kosmologin är det observerbara universums händelsehorisont det största färdavstånd från vilket ljus som nu sänds ut någonsin kan nå en observatör i framtiden. Det skiljer sig från partikelhorisonten, som är det största färdavstånd från vilket ljus som emitterats i det förflutna kan nå en observatör vid ett givet ögonblick. För händelser bortom detta avstånd finns det inte tillräckligt med tid för ljuset att nå vår plats, även om det sänds ut när universum började. Utvecklingen av partikelhorisonten över tiden beror på naturen av universums expansion . Under vissa expansionsegenskaper kommer aldrig observerbara delar av universum att existera, oavsett hur länge observatören väntar på att ljus ska anlända från dessa regioner. Gränsen bortom vilken händelser aldrig kan observeras är händelsehorisonten, och den representerar den maximala utsträckningen av partikelhorisonten.

Kriteriet för att bestämma förekomsten av en partikelhorisont för universum är följande. Vi introducerar det medföljande avståndet d p as

I denna ekvation är a skalfaktorn , c är ljusets hastighet , t 0 är universums ålder. Om d p → ∞ (d.v.s. punkterna tas bort godtyckligt så långt det är möjligt att observera), så existerar inte händelsehorisonten. Om d p ≠ ∞ , så existerar horisonten.

Exempel på kosmologiska modeller utan händelsehorisont är universum som domineras av materia eller strålning . Ett exempel på en kosmologisk modell med en händelsehorisont är ett universum som domineras av den kosmologiska konstanten ( de Sitter-universum ).

Beräkningen av hastigheterna för kosmologiska händelsehorisonter och partiklar ges i artikeln om Friedmans kosmologiska modell , där universum approximeras som bestående av icke-interagerande komponenter, som var och en är en idealisk vätska [6] [7] .

Händelsehorisonten för ett svart hål


Bort från det svarta hålet kan partiklar röra sig i vilken riktning som helst. De begränsas bara av ljusets hastighet.

Närmare ett svart hål börjar rymdtiden att skeva. I vissa koordinatsystem finns det fler vägar till det svarta hålet än vägar från det svarta hålet. [Anteckning 1]

Inne i händelsehorisonten leder alla vägar partiklar till mitten av det svarta hålet. Det finns inget sätt för partiklar att fly från ett svart hål.

Ett av de mest kända exemplen på en händelsehorisont finns i beskrivningen av ett svart hål i allmän relativitetsteori. Ett svart hål är ett himlaobjekt så tätt att ingen närliggande materia eller strålning kan undkomma dess gravitationsfält . Detta beskrivs ofta som gränsen där den andra flykthastigheten för ett svart hål överstiger ljusets hastighet . En mer detaljerad beskrivning är dock att inom denna horisont är alla ljusliknande banor (banor som ljus kan ta), och därför alla partikelbanor, krökta i framtida ljuskoner inom horisonten så att de leder in i ett svart hål. När partikeln väl är inne i horisonten är rörelsen in i det svarta hålet lika oundviklig som rörelsen framåt i tiden - oavsett i vilken riktning partikeln rör sig. Dessa rörelser kan betraktas som likvärdiga med varandra, beroende på det använda rum-tid-koordinatsystemet [9] [10] [11] [12] .

Energi, kanske, kan lämna ett svart hål genom den så kallade. Hawking-strålning , som är en kvanteffekt. Om så är fallet, bildas inte sanna händelsehorisonter i strikt mening för kollapsade objekt i vårt universum. Ändå, eftersom astrofysiska kollapsade objekt är klassiska system, är noggrannheten i deras beskrivning av den klassiska svarta hålsmodellen tillräcklig för alla tänkbara astrofysiska tillämpningar [13] .

Ytan som definieras av Schwarzschild-radien fungerar som händelsehorisonten för en icke-roterande kropp som ligger inom den radien (även om ett roterande svart hål fungerar lite annorlunda). Schwarzschild-radien för ett föremål är proportionell mot dess massa. Teoretiskt sett kommer vilken mängd materia som helst att bli ett svart hål om denna materia komprimeras till en volym som passar in i motsvarande Schwarzschild-radie. För solens massa är denna radie cirka 3 kilometer och för jorden cirka 9 millimeter. I praktiken har dock varken jorden eller solen den nödvändiga massan, och därför den nödvändiga gravitationskraften, för att övervinna trycket från den degenererade elektronen och neutrongasen . Den minimimassa som krävs för att en stjärna ska kollapsa bortom dessa tryck är i linje med Oppenheimer-Volkoff-gränsen , som är ungefär tre solmassor.

Enligt de grundläggande modellerna av gravitationskollaps [14] bildas händelsehorisonten före det svarta hålets singularitet. Om alla stjärnorna i Vintergatan gradvis skulle samlas i galaxens centrum, samtidigt som de bibehöll proportionella avstånd från varandra, skulle de alla falla in i sin gemensamma Schwarzschild-radie långt före kollisionen [3] . Observatörer i en galax omgiven av en händelsehorisont kommer att leva normalt fram till kollapsen i en avlägsen framtid.

Det finns en utbredd missuppfattning om händelsehorisonten för ett svart hål. En vanlig, om än felaktig, idé är att svarta hål "suger" materia från sin omgivning, när de i själva verket absorberar materia som vilken annan graviterande kropp som helst. Som vilken massa som helst i universum måste materia som absorberas av ett svart hål falla in i området för dess gravitationsinflytande med möjlighet till efterföljande fångst och konsolidering med en annan massa. Inte mindre vanlig är uppfattningen att materia kan observeras i ett svart hål. Det är inte sant. Potentiellt kan endast en ansamlingsskiva runt ett svart hål detekteras , där materia rör sig med en sådan hastighet att friktion skapar högenergistrålning som kan observeras (när en del av materien tvingas ut ur ansamlingsskivan längs axeln av rotation av det svarta hålet, bildar synliga strålar när de interagerar med materia, till exempel interstellär gas, eller när dess rotationsaxel är riktad direkt mot jorden). Dessutom kommer en avlägsen betraktare aldrig att se något nå horisonten. Det kommer att förefalla honom att när han närmar sig det svarta hålet, minskar objektets hastighet i oändlighet, medan ljuset som sänds ut av objektet kommer att bli mer och mer rött.

Händelsehorisonten för ett svart hål är teleologisk till sin natur, vilket innebär att vi behöver veta hela universums framtida rumtid för att kunna bestämma horisontens nuvarande position, vilket i princip är omöjligt. På grund av den rent teoretiska karaktären av händelsehorisontgränsen, upplever inte ett rörligt objekt nödvändigtvis konstiga effekter och passerar faktiskt genom den beräknade gränsen på en ändlig riktig tid [15] .

Skenbar horisont för en accelererad partikel

Om en partikel rör sig med konstant hastighet i ett icke-expanderande universum fritt från gravitationsfält, kommer varje händelse som inträffar i det universum så småningom att observeras av partikeln när den framtida ljuskonen från dessa händelser skär partikelns världslinje . Å andra sidan, om partikeln accelererar, så korsar ljuskäglorna från några av händelserna i vissa situationer aldrig partikelns världslinje. Under dessa förhållanden, i den accelererande partikelns referensram, finns det en skenbar horisont , som är en gräns bortom vilken händelser inte kan observeras.

Rum-tidsdiagrammet för denna situation visas i figuren till höger. När partikeln accelererar närmar den sig men når aldrig ljusets hastighet i förhållande till sin ursprungliga referensram. På rum-tidsdiagrammet är hennes väg en hyperbel som asymptotiskt närmar sig 45-graderslinjen (ljusstrålens väg). En händelse vars ljuskongräns är denna asymptot, eller någon händelse bortom denna gräns, kan aldrig observeras av en accelererande partikel. Det finns en gräns i partikelreferensramen, bortom vilken inga signaler kan gå (skenbar horisont).

Även om denna typ av approximation kan förekomma i den verkliga världen (som i en partikelaccelerator ), finns det ingen verklig händelsehorisont av denna typ, eftersom det kräver att partikeln accelererar i det oändliga (kräver en oändlig mängd energi).

Andra exempel på händelsehorisonter

Interaktion med händelsehorisonten

Objekt som pekar mot händelsehorisonten korsar aldrig den ur den ursprungsbetraktares synvinkel (eftersom horisontens korsande händelses ljuskon aldrig skär observatörens världslinje ). Ett försök att hålla ett föremål nära horisonten i ett stationärt tillstånd i förhållande till betraktaren kräver användning av enorma krafter. Ju närmare horisonten, desto mer krävs storleken på en sådan kraft, som i gränsen växer i det oändliga (blir oändlig).

För fallet med en horisont som uppfattas av en likformigt accelererande observatör i tomma utrymmen, förblir horisonten på ett fast avstånd från betraktaren oavsett hur omgivningen rör sig. En förändring i observatörens acceleration kan få horisonten att förskjutas över tiden, eller så kan den störa existensen av händelsehorisonten, beroende på den valda accelerationsfunktionen. Betraktaren rör aldrig vid horisonten och korsar den aldrig.

För fallet med horisonten som uppfattas av en invånare i de Sitter- universumet , är horisonten på ett fast avstånd från den tröga observatören. Även en accelererande observatör kommer aldrig i kontakt med den.

När det gäller händelsehorisonten runt ett svart hål, kommer alla avlägsna observatörer som är stationära i förhållande till objektet att vara desamma där dess plats är. Även om observatören i princip tydligen kunde röra sig mot det svarta hålet på ett rep (eller stav) direkt till dess horisont, är detta i praktiken omöjligt. Det korrekta avståndet till horisonten är ändligt [16] , så längden på det erforderliga repet skulle också vara ändligt, men om repet sänks långsamt (så att var och en av dess punkter är i Schwarzschild-koordinater i vila), den inneboende accelerationen ( g -kraft ) som upplevs av punkterna på repet kommer närmare horisonten att tendera till oändligheten, så repet kommer att gå sönder. Om repet sänks snabbt (kanske till och med i fritt fall) kan observatören som tar tag i änden av det faktiskt nå händelsehorisonten och till och med korsa den. Det kommer dock att vara omöjligt att dra ut änden av repet ur evenemangshorisonten. Krafterna som verkar längs det sträckta repet kommer att öka i det oändliga när du närmar dig händelsehorisonten, och vid något tillfälle kommer repet att gå sönder. Dessutom kommer gapet att fixeras inte vid händelsehorisonten, utan innan den, vid den punkt där en utomstående observatör kan observera detta gap.

Observatörer som korsar händelsehorisonten för ett svart hål kan beräkna ögonblicket de korsade det, men de själva kommer inte att spela in eller observera något speciellt. När det gäller visuell representation uppfattar observatörer som faller i ett svart hål händelsehorisonten som en ogenomtränglig svart region, belägen på något avstånd under dem och som omger gravitationssingulariteten [17] . Andra föremål som rör sig mot horisonten längs samma radiella bana, men vid en tidigare tidpunkt, skulle vara under observatören, men fortfarande över horisontens visuella position, och om deras fall i hålet inträffade ganska nyligen, kunde observatören utbyta meddelanden med dem fram till hur de kommer att förstöras i processen att närma sig singulariteten [18] . De enda lokalt märkbara effekterna är uppbyggnaden av tidvattenkrafter och påverkan av det svarta hålets singularitet. Tidvattenkrafter är en funktion av det svarta hålets massa. I ett verkligt svart hål med stjärnmassa sker spaghettifiering tidigt: tidvattenkrafter river isär materia innan de når händelsehorisonten. Men i supermassiva svarta hål , som de som finns i galaxernas centrum, sker spaghettifiering inom händelsehorisonten. En astronaut kommer endast att kunna överleva att passera genom händelsehorisonten genom att falla in i ett svart hål med en massa som överstiger cirka 10 000 solmassor [19] .

Se även

Anteckningar

Kommentarer
  1. ↑ Uppsättningen av möjliga banor, eller mer specifikt den framtida ljuskonen som innehåller alla möjliga världslinjer (i detta diagram, representerat av de gula och blå rutnäten), har en given lutning i Eddington-Finkelstein-koordinater (diagrammet är en "tecknad film" version av Eddington-Finkelstein-diagrammet). I andra koordinater lutar ljuskäglarna på ett annat sätt, till exempel i Schwarzschild-koordinater avsmalnar de helt enkelt utan lutning när de närmar sig händelsehorisonten, och i Kruskal -koordinater ändrar ljuskäglarna inte form eller orientering alls. [åtta]
Källor
  1. ↑ Rindler, W. (1956-12-01). "Visuella horisonter i världsmodeller" . Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society . 116 (6): 662-677. DOI : 10.1093/mnras/116.6.662 . ISSN  0035-8711 .
  2. ↑ Hawking, SW (2014), Informationsbevarande och väderprognoser för svarta hål, arΧiv : 1401.5761v1 [hep-th]. 
  3. ↑ 1 2 Curiel, Erik (2019). "De många definitionerna av ett svart hål". Natur astronomi . 3 :27-34. arXiv : 1808.01507v2 . Bibcode : 2019NatAs...3...27C . DOI : 10.1038/s41550-018-0602-1 .
  4. ↑ Chaisson, Eric. Relativt sett: Relativitet, svarta hål och universums öde . - W. W. Norton & Company , 1990. - S.  213 . — ISBN 978-0393306750 .
  5. ↑ Bennett, Jeffrey. Det kosmiska perspektivet. - Pearson Education , 2014. - S. 156. - ISBN 978-0-134-05906-8 .
  6. ↑ Margalef Bentabol, Berta (21 december 2012). "Utvecklingen av de kosmologiska horisonterna i ett konkordansuniversum" . Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2012 (12): 035.arXiv : 1302.1609 . Bibcode : 2012JCAP...12..035M . DOI : 10.1088/1475-7516/2012/12/035 .
  7. ↑ Margalef Bentabol, Berta (8 februari 2013). "Utvecklingen av de kosmologiska horisonterna i ett universum med oräkneligt oändligt många tillståndsekvationer" . Journal of Cosmology and Astropartikelfysik . 2013 (2): 015.arXiv : 1302.2186 . Bibcode : 2013JCAP...02..015M . DOI : 10.1088/1475-7516/2013/02/015 .
  8. ↑ Misner, Thorne & Wheeler (1973) , sid. 848.
  9. ↑ Hawking, SW Den storskaliga strukturen av Space-Time / SW Hawking, GFR Ellis . — Cambridge University Press , 1975.
  10. ↑ Misner, Charles. Gravitation / Charles Misner, Kip S. Thorne , John Wheeler . - W. H. Freeman and Company , 1973. - ISBN 978-0-7167-0344-0 .
  11. ↑ Wald, Robert M. Allmän relativitet . - Chicago: University of Chicago Press , 1984. - ISBN 978-0-2268-7033-5 .
  12. ↑ Peacock, JA Kosmologisk fysik . - Cambridge University Press, 1999. - ISBN 978-0-511-80453-3 . - doi : 10.1017/CBO9780511804533 .
  13. ↑ Sergey Popov. Extravaganta konservativa och konservativa excentriker  // Trinity Variant  : tidning. - 27 oktober 2009. - Utgåva. 21(40N) . - S. 6-7 .
  14. ↑ Penrose, Roger (1965). "Gravitationskollaps och rum-tidssingulariteter". Fysiska granskningsbrev . 14 (3). Bibcode : 1965PhRvL..14...57P . DOI : 10.1103/PhysRevLett.14.57 .
  15. ↑ Joshi, Pankaj (2016). Svarta hålets paradoxer. Journal of Physics: Conference Series . 759 (1): 12-60. arXiv : 1402.3055v2 . Bibcode : 2016JPhCS.759a2060J . DOI : 10.1088/1742-6596/759/1/012060 .
  16. ↑ Misner, Thorne & Wheeler (1973) , sid. 824.
  17. ↑ Resa in i ett svart hål i Schwarzschild . jila.colorado.edu .
  18. ↑ Dyk in i det svarta hålet . casa.colorado.edu .
  19. ↑ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony N. 11. Schwarzschild svarta hål // General Relativity: An introduction for physicists  (engelska) . - Cambridge University Press , 2006. - S. 265. - ISBN 0-521-82951-8 .

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk