Begivenhedshorisont

Begivenhedshorisonten er grænsen i astrofysikken , ud over hvilken begivenheder ikke kan påvirke iagttageren.

Udtrykket blev opfundet af Wolfgang Rindler [1] .

I 1784 foreslog John Michell , at i nærheden af ​​kompakte, massive genstande kunne tyngdekraften være så stærk, at selv lys ikke kunne overvinde den. På det tidspunkt dominerede den newtonske teori om tyngdekraften og den såkaldte Corpuscular theory of light . Ifølge disse teorier, hvis den anden kosmiske hastighed af et objekt overstiger lysets hastighed, så kan lyset, der forlader det, midlertidigt bevæge sig væk, men til sidst vende tilbage. I 1958 brugte David Finkelstein generel relativitetsteori til at introducere en mere stringent definition af et sort huls lokale begivenhedshorisont som den grænse, ud over hvilken begivenheder af nogen art ikke kan påvirke en ekstern observatør. Dette førte til informationsparadokset og firewall -paradokset , som foranledigede en nytænkning af begrebet lokale begivenhedshorisonter og forestillingen om et sort hul. Efterfølgende er der udviklet flere teorier, både med og uden begivenhedshorisont. Stephen Hawking , som var en af ​​de førende teoretikere til at beskrive sorte huller, foreslog at bruge den tilsyneladende horisont i stedet for begivenhedshorisonten, idet han sagde, at "tyngdekraftssammenbrud skaber synlige horisonter, ikke begivenhedshorisonter." Han konkluderede til sidst, at "fraværet af en begivenhedshorisont betyder fraværet af sorte huller - i betydningen strukturer, hvorfra lys ikke kan undslippe til det uendelige" [2] [3] . Dette betyder ikke, at man benægter eksistensen af ​​sorte huller, det udtrykker blot mistillid til den traditionelle strenge definition af begivenhedshorisonten . 

Ethvert objekt, der nærmer sig horisonten fra observatørens perspektiv, ser ud til at bremse og aldrig krydse horisonten helt [4] . På grund af gravitationel rødforskydning bliver billedet rødt over tid, når objektet bevæger sig væk fra observatøren [5] .

I det ekspanderende univers når og overstiger udvidelseshastigheden lysets hastighed, hvilket forhindrer transmission af signaler til nogle regioner. Den kosmiske begivenhedshorisont er den virkelige begivenhedshorisont, fordi den påvirker alle slags signaler, inklusive gravitationsbølger, der rejser med lysets hastighed.

Mere specifikke typer af horisonter omfatter relaterede, men distinkte tilsyneladende og absolutte horisonter fundet omkring et sort hul. Andre distinkte typer omfatter Cauchy- og Killing- horisonten ; fotonkugler og ergosfærer af Kerr-opløsningen ; partikelhorisonter og kosmologiske horisonter , relateret til kosmologi ; samt isolerede og dynamiske horisonter , som er vigtige i den nuværende sorte hul-forskning.

Kosmisk begivenhedshorisont

I kosmologi er begivenhedshorisonten for det observerbare univers den største bevægelsesafstand, hvorfra lys nu udsendt nogensinde kan nå en observatør i fremtiden. Det adskiller sig fra partikelhorisonten, som er den største bevægelsesafstand, hvorfra lys udsendt i fortiden kan nå en observatør på et givet tidspunkt. For begivenheder ud over denne afstand er der ikke tid nok til, at lys kan nå vores placering, selvom det blev udsendt, da universet begyndte. Udviklingen af ​​partikelhorisonten over tid afhænger af arten af ​​universets udvidelse . Under visse ekspansionskarakteristika vil aldrig observerbare dele af universet eksistere, uanset hvor længe iagttageren venter på, at lys kommer fra disse områder. Grænsen, ud over hvilken begivenheder aldrig kan observeres, er begivenhedshorisonten, og den repræsenterer den maksimale udstrækning af partikelhorisonten.

Kriteriet for at bestemme eksistensen af ​​en partikelhorisont for universet er som følger. Vi introducerer den medfølgende afstand d p as

I denne ligning er a skalafaktoren , c er lysets hastighed , t 0 er universets alder. Hvis d p → ∞ (dvs. punkterne fjernes vilkårligt, så vidt det er muligt at observere), så eksisterer begivenhedshorisonten ikke. Hvis d p ≠ ∞ , så eksisterer horisonten.

Eksempler på kosmologiske modeller uden en begivenhedshorisont er universer domineret af stof eller stråling . Et eksempel på en kosmologisk model med en begivenhedshorisont er et univers domineret af den kosmologiske konstant ( de Sitter-universet ).

Beregningen af ​​hastighederne af kosmologiske begivenhedshorisonter og partikler er givet i artiklen om Friedmans kosmologiske model , hvor universet tilnærmes som bestående af ikke-interagerende komponenter, som hver især er en ideel væske [6] [7] .

Begivenhedshorisonten for et sort hul


Væk fra det sorte hul kan partikler bevæge sig i alle retninger. De er kun begrænset af lysets hastighed.

Tættere på et sort hul begynder rumtiden at skæve. I nogle koordinatsystemer er der flere stier til det sorte hul end stier fra det sorte hul. [Note 1]

Inde i begivenhedshorisonten fører alle stier partikler til midten af ​​det sorte hul. Der er ingen måde for partikler at undslippe fra et sort hul.

Et af de mest berømte eksempler på en begivenhedshorisont findes i beskrivelsen af ​​et sort hul i generel relativitetsteori. Et sort hul er et himmelobjekt så tæt, at intet nærliggende stof eller stråling kan undslippe dets gravitationsfelt . Dette beskrives ofte som grænsen, hvor den anden flugthastighed for et sort hul overstiger lysets hastighed . En mere detaljeret beskrivelse er dog, at inden for denne horisont er alle lyslignende baner (baner som lys kan tage), og derfor alle partikelbaner, buet i fremtidige lyskegler inden for horisonten, så de fører ind i et sort hul. Når først partiklen er inde i horisonten, er bevægelsen ind i det sorte hul lige så uundgåelig som bevægelsen frem i tiden – uanset i hvilken retning partiklen bevæger sig. Disse bevægelser kan betragtes som ækvivalente med hinanden, afhængigt af det anvendte rum-tid-koordinatsystem [9] [10] [11] [12] .

Energi, måske, kan efterlade et sort hul gennem den såkaldte. Hawking-stråling , som er en kvanteeffekt. Hvis det er tilfældet, dannes sande begivenhedshorisonter i streng forstand ikke for kollapsede objekter i vores univers. Ikke desto mindre, da astrofysiske kollapsede objekter er klassiske systemer, er nøjagtigheden af ​​deres beskrivelse af den klassiske sorte hul-model tilstrækkelig til alle tænkelige astrofysiske anvendelser [13] .

Overfladen defineret af Schwarzschild-radius fungerer som begivenhedshorisonten for et ikke-roterende legeme, der ligger inden for denne radius (selvom et roterende sort hul fungerer lidt anderledes). Schwarzschild-radius for et objekt er proportional med dets masse. Teoretisk set vil enhver mængde stof blive til et sort hul, hvis dette stof komprimeres til et volumen, der passer ind i den tilsvarende Schwarzschild-radius. For Solens masse er denne radius omkring 3 kilometer, og for Jorden omkring 9 millimeter. I praksis har hverken Jorden eller Solen den nødvendige masse, og derfor den nødvendige gravitationskraft, til at overvinde trykket fra den degenererede elektron og neutrongas . Den mindste masse, der kræves for at en stjerne kan kollapse ud over disse tryk, er på linje med Oppenheimer-Volkoff-grænsen , som er omtrent tre solmasser.

Ifølge de grundlæggende modeller for gravitationssammenbrud [14] dannes begivenhedshorisonten før det sorte huls singularitet. Hvis alle stjernerne i Mælkevejen gradvist skulle hobe sig i galaksens centrum, mens de bibeholdt proportionale afstande fra hinanden, ville de alle falde ind i deres fælles Schwarzschild-radius længe før kollisionen [3] . Observatører i en galakse omgivet af en begivenhedshorisont vil leve normalt indtil kollapset i en fjern fremtid.

Der er en udbredt misforståelse om begivenhedshorisonten for et sort hul. En almindelig, om end fejlagtig idé er, at sorte huller "suger" stof fra deres omgivelser, mens de faktisk absorberer stof som ethvert andet graviterende legeme. Som enhver masse i universet skal stoffet, der absorberes af et sort hul, falde ind i området for dets gravitationspåvirkning med mulighed for efterfølgende indfangning og konsolidering med en anden masse. Ikke mindre almindelig er forestillingen om, at stof kan observeres i et sort hul. Det er ikke sandt. Potentielt kan kun en akkretionsskive omkring et sort hul detekteres , hvor stof bevæger sig med en sådan hastighed, at friktion skaber højenergistråling, der kan observeres (når noget af stoffet tvinges ud af akkretionsskiven langs aksen af rotation af det sorte hul, der danner synlige stråler, når de interagerer med stof, for eksempel interstellar gas, eller når dets rotationsakse er rettet direkte mod Jorden). Desuden vil en fjern observatør aldrig se noget nå horisonten. Det vil forekomme ham, at når han nærmer sig det sorte hul, falder objektets hastighed uendeligt, mens lyset, som genstanden udsender, bliver mere og mere rødt.

Begivenhedshorisonten for et sort hul er teleologisk af natur, hvilket betyder, at vi er nødt til at kende hele universets fremtidige rumtid for at bestemme horisontens aktuelle position, hvilket i det væsentlige er umuligt. På grund af den rent teoretiske karakter af begivenhedshorisontens grænse, oplever et objekt i bevægelse ikke nødvendigvis mærkelige effekter og passerer faktisk gennem den beregnede grænse i en endelig , egentlig tid [15] .

Tilsyneladende horisont af en accelereret partikel

Hvis en partikel bevæger sig med en konstant hastighed i et ikke-ekspanderende univers fri for gravitationsfelter, så vil enhver begivenhed, der forekommer i det univers, til sidst blive observeret af partiklen, da den fremtidige lyskegle fra disse begivenheder skærer partiklens verdenslinje . På den anden side, hvis partiklen accelererer, så krydser lyskeglerne fra nogle af begivenhederne i nogle situationer aldrig partiklens verdenslinje. Under disse forhold, i referencerammen for den accelererende partikel, er der en tilsyneladende horisont , som er en grænse, ud over hvilken begivenheder ikke kan observeres.

Rum-tidsdiagrammet for denne situation er vist i figuren til højre. Når partiklen accelererer, nærmer den sig, men når aldrig lysets hastighed i forhold til dens oprindelige referenceramme. På rum-tid-diagrammet er hendes vej en hyperbel , der asymptotisk nærmer sig 45-graderslinjen (lysstrålens vej). En begivenhed, hvis lyskeglegrænse er denne asymptote, eller enhver begivenhed ud over denne grænse, kan aldrig observeres af en accelererende partikel. Der er en grænse i partikelreferencerammen, ud over hvilken ingen signaler kan gå (tilsyneladende horisont).

Selvom denne type tilnærmelse kan forekomme i den virkelige verden (såsom i en partikelaccelerator ), er der ingen reel begivenhedshorisont af denne type, da det kræver, at partiklen accelererer i det uendelige (kræver en uendelig mængde energi).

Andre eksempler på begivenhedshorisonter

Interaktion med begivenhedshorisonten

Objekter, der peger mod begivenhedshorisonten, krydser den aldrig fra den oprindelige observatørs synspunkt (fordi horisontens krydsende begivenheds lyskegle aldrig skærer observatørens verdenslinje ). Et forsøg på at holde et objekt nær horisonten i en stationær tilstand i forhold til observatøren kræver brug af enorme kræfter. Jo tættere på horisonten, jo mere kræves størrelsen af ​​en sådan kraft, som i grænsen vokser i det uendelige (bliver uendelig).

For tilfældet med en horisont, der opfattes af en ensartet accelererende observatør i det tomme rum, forbliver horisonten i en fast afstand fra observatøren, uanset hvordan omgivelserne bevæger sig. En ændring i observatørens acceleration kan få horisonten til at skifte over tid, eller den kan forstyrre eksistensen af ​​begivenhedshorisonten, afhængigt af den valgte accelerationsfunktion. Iagttageren rører aldrig horisonten og krydser den aldrig.

For tilfældet med horisonten som opfattet af en indbygger i de Sitter- universet , er horisonten i en fast afstand fra inertiobservatøren . Selv en accelererende observatør kommer aldrig i kontakt med den.

Hvad angår begivenhedshorisonten omkring et sort hul, vil alle fjerne observatører, som er stationære i forhold til objektet, være de samme, hvor dets placering er. Selvom observatøren i princippet tilsyneladende kunne bevæge sig mod det sorte hul på et reb (eller stang) direkte til dets horisont, er dette i praksis umuligt. Den korrekte afstand til horisonten er begrænset [16] , så længden af ​​det nødvendige reb ville også være begrænset, men hvis rebet sænkes langsomt (så hvert af dets punkter er i Schwarzschild-koordinater i hvile), vil den indre acceleration ( g -kraft ) oplevet af punkterne på rebet, tættere på horisonten vil tendere til det uendelige, så rebet vil knække. Hvis rebet sænkes hurtigt (måske endda i frit fald), så kan observatøren, der griber enden af ​​det, faktisk nå begivenhedshorisonten og endda krydse den. Det vil dog være umuligt at trække enden af ​​rebet ud af begivenhedshorisonten. De kræfter, der virker langs det strakte reb, vil stige i det uendelige, når du nærmer dig begivenhedshorisonten, og på et tidspunkt vil rebet knække. Derudover vil mellemrummet ikke blive fikseret ved begivenhedshorisonten, men før det, på det punkt, hvor en ekstern observatør kan observere dette mellemrum.

Observatører, der krydser begivenhedshorisonten for et sort hul, kan beregne det øjeblik, de krydsede det, men de vil ikke selv optage eller observere noget særligt. Med hensyn til visuel repræsentation opfatter observatører, der falder ned i et sort hul, begivenhedshorisonten som et uigennemtrængeligt sort område, der ligger et stykke under dem og omgiver gravitationssingulariteten [17] . Andre objekter, der bevæger sig mod horisonten langs den samme radiale bane, men på et tidligere tidspunkt, ville være under observatøren, men stadig over horisontens visuelle position, og hvis deres fald i hullet skete for ganske nylig, kunne observatøren udveksle beskeder med dem op til hvordan de vil blive ødelagt i processen med at nærme sig singulariteten [18] . De eneste lokalt mærkbare effekter er opbygningen af ​​tidevandskræfter og påvirkningen af ​​det sorte huls singularitet. Tidevandskræfter er en funktion af det sorte huls masse. I et rigtigt sort hul med stjernemasse sker spaghettificering tidligt: ​​Tidevandskræfter river stof fra hinanden, før de når begivenhedshorisonten. Men i supermassive sorte huller , som dem der findes i galaksernes centre, sker spaghettificering inden for begivenhedshorisonten. En astronaut vil kun være i stand til at overleve at passere gennem begivenhedshorisonten ved at falde ned i et sort hul med en masse, der overstiger cirka 10.000 solmasser [19] .

Se også

Noter

Kommentarer
  1. ↑ Sættet af mulige stier, eller mere specifikt den fremtidige lyskegle, der indeholder alle mulige verdenslinjer (i dette diagram, repræsenteret ved de gule og blå gitter), har en given hældning i Eddington-Finkelstein-koordinater (diagrammet er en "tegneserie" version af Eddington-Finkelstein-diagrammet). I andre koordinater vippes lyskeglerne på en anden måde, for eksempel i Schwarzschild-koordinater tilspidser de blot uden hældning, når de nærmer sig begivenhedshorisonten, og i Kruskal -koordinater ændrer lyskeglerne slet ikke form eller orientering. [otte]
Kilder
  1. ↑ Rindler, W. (1956-12-01). "Visuelle horisonter i verdensmodeller" . Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society . 116 (6): 662-677. DOI : 10.1093/mnras/116.6.662 . ISSN  0035-8711 .
  2. ↑ Hawking, SW (2014), Information Preservation and Weather Forecasting for Black Holes, arΧiv : 1401.5761v1 [hep-th]. 
  3. ↑ 1 2 Curiel, Erik (2019). "De mange definitioner af et sort hul". Natur astronomi . 3 :27-34. arXiv : 1808.01507v2 . Bibcode : 2019NatAs...3...27C . DOI : 10.1038/s41550-018-0602-1 .
  4. ↑ Chaisson, Eric. Relativt talt: Relativitet, sorte huller og universets skæbne . - W. W. Norton & Company , 1990. - S.  213 . — ISBN 978-0393306750 .
  5. ↑ Bennett, Jeffrey. Det kosmiske perspektiv. - Pearson Education , 2014. - S. 156. - ISBN 978-0-134-05906-8 .
  6. ↑ Margalef Bentabol, Berta (21. december 2012). "Udvikling af de kosmologiske horisonter i et konkordansunivers" . 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. februar 2013). "Udvikling af de kosmologiske horisonter i et univers med utallige uendeligt mange tilstandsligninger" . Tidsskrift for kosmologi og astropartikelfysik . 2013 (2): 015.arXiv : 1302.2186 . Bibcode : 2013JCAP...02..015M . DOI : 10.1088/1475-7516/2013/02/015 .
  8. ↑ Misner, Thorne & Wheeler (1973) , s. 848.
  9. ↑ Hawking, SW The Large Scale Structure of 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. Generel relativitetsteori . - 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. Ekstravagante konservative og konservative excentrikere  // Trinity Variant  : avis. - 27. oktober 2009. - Udgave. 21(40N) . - S. 6-7 .
  14. ↑ Penrose, Roger (1965). "Gravitationssammenbrud og rum-tids-singulariteter". Fysiske anmeldelsesbreve . 14 (3). Bibcode : 1965PhRvL..14...57P . DOI : 10.1103/PhysRevLett.14.57 .
  15. ↑ Joshi, Pankaj (2016). Sorte huls paradokser. Journal of Physics: Konferenceserie . 759 (1): 12-60. arXiv : 1402.3055v2 . Bibcode : 2016JPhCS.759a2060J . DOI : 10.1088/1742-6596/759/1/012060 .
  16. ↑ Misner, Thorne & Wheeler (1973) , s. 824.
  17. ↑ Rejs ind i et Schwarzschild sort hul . jila.colorado.edu .
  18. ↑ Dyk ned i det sorte hul . casa.colorado.edu .
  19. ↑ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony N. 11. Schwarzschild sorte huller // Generel relativitet: En introduktion for fysikere  (engelsk) . - Cambridge University Press , 2006. - S. 265. - ISBN 0-521-82951-8 .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier