Хоризонт догађаја

Аналогија простор-временске решетке

У општој теорији релативности хоризонт догађаја је уопштени назив за границу у простор-времену, дефинисану у односи на посматрача, иза које догађаји не могу да утичу на посматрача. Овај термин је сковао Волфганг Риндлер током 1950-их. Светло које се емитује унутар хоризонта догађаја не може никада да стигне до посматрача и било шта што пређе преко хоризонта са посматрачеве стране више никада не буде виђено. На пример, црна рупа је окружена хоризонтом догађаја. Једна формалнија дефиниција гласи:

Хоризонт догађаја је површина замишљене кугле око сферносиметричне расподеле масе из које не може изаћи никакав облик материје или енергије. Полупречник кугле је једнак Шварцшилдовом полупречнику.

In 1784, John Michell proposed that in the vicinity of compact massive objects, gravity can be strong enough that even light cannot escape. At that time, the Newtonian theory of gravitation and the so-called corpuscular theory of light were dominant. In these theories, if the escape velocity of the gravitational influence of a massive object exceeds the speed of light, then light originating inside or from it can escape temporarily but will return. In 1958, David Finkelstein used General Relativity to introduce a stricter definition of a local black hole event horizon as a boundary beyond which events of any kind cannot affect an outside observer. This led to information and firewall paradoxes, which encouraged the re-examination of the concept of local event horizons and the notion of black holes. Several theories were subsequently developed, some with, and some without, event horizons. Stephen Hawking, who was one of the leading developers of theories to describe black holes, suggested that an apparent horizon should be used instead of an event horizon, saying "gravitational collapse produces apparent horizons but no event horizons". He eventually concluded that "the absence of event horizons means that there are no black holes – in the sense of regimes from which light can't escape to infinity."

Any object that approaches the horizon from the observer's side appears to slow down and never quite crosses the horizon. Due to gravitational redshift, its image reddens over time as the object moves away from the observer.

Својства

Далеко од црне рупе, честица се може кретати у било ком смеру. Ограничена је само брзином светлости.

Ближе црној рупи простор-вријеме почиње да се деформише. У неким погодним координатним системима, више стаза иде ка црној рупи него стаза које се удаљавају.

Унутар хоризонта догађаја сви будући временски путеви приближавају честицу центру црне рупе. Више није могуће да честица побегне, без обзира у ком правцу честица путује.

Хоризонт догађаја раздваја простор на два дела између којих је немогућа комуникација: простор унутар и изван хоризонта догађаја.

1. Кретање у простору изван хоризонта догађаја: Ако посматрамо свемирски брод које пада према црној рупи, на њему опажамо временску дилатацију узроковану гравитационим закривљењем простора око црне рупе. Другим речима, нама као удаљеном посматрачу се чини као да време на свемирском броду све спорије и спорије тече. Када свемирски брод дође до хоризонта догађаја, нама се чини као да је на свемирском броду време стало, тј. било који коначни интервал времена на свемирском броду бесконачно траје за удаљеног посматрача.
2. Кретање у простору унутар хоризонта догађаја: Било које тело које се нађе унутар хоризонта догађаја нужно пре или касније завршава у средишњем сингуларитету. То значи да је немогуће изаћи изван хоризонта догађаја.

Хоризонт догађаја црне рупе

Главни чланак: Црна рупа

One of the best-known examples of an event horizon derives from general relativity's description of a black hole, a celestial object so dense that no nearby matter or radiation can escape its gravitational field. Often, this is described as the boundary within which the black hole's escape velocity is greater than the speed of light. However, a more detailed description is that within this horizon, all lightlike paths (paths that light could take) and hence all paths in the forward light cones of particles within the horizon, are warped so as to fall farther into the hole. Once a particle is inside the horizon, moving into the hole is as inevitable as moving forward in time – no matter in what direction the particle is travelling - and can actually be thought of as equivalent to doing so, depending on the spacetime coordinate system used.

According to the fundamental gravitational collapse models, an event horizon forms before the singularity of a black hole. If all the stars in the Milky Way would gradually aggregate towards the galactic center while keeping their proportionate distances from each other, they will all fall within their joint Schwarzschild radius long before they are forced to collide. Up to the collapse in the far future, observers in a galaxy surrounded by an event horizon would proceed with their lives normally.

The black hole event horizon is teleological in nature, meaning that we need to know the entire future space-time of the universe to determine the current location of the horizon, which is essentially impossible. Because of the purely theoretical nature of the event horizon boundary, the traveling object does not necessarily experience strange effects and does, in fact, pass through the calculatory boundary in a finite amount of proper time.

Види још

• Црна рупа
• Шварцшилдов полупречник

Литература

• The Universe in a Nutshell by Stephen Hawking
• Abhay Ashtekar and Badri Krishnan, “Isolated and Dynamical Horizons and Their Applications”, Living Rev. Relativity, 7, (2004), 10; Online Article, cited Feb.2009.
• Ferguson, Kitty (1991). Black Holes in Space-Time. Watts Franklin. ISBN 978-0-531-12524-3. 
• Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3. 
• Hawking, Stephen; Penrose, Roger (1996). The Nature of Space and Time. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-03791-2. 
• Melia, Fulvio (2003). The Black Hole at the Center of Our Galaxy. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-09505-9. 
• Melia, Fulvio (2003). The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe. Cambridge U Press. ISBN 978-0-521-81405-8. 
• Pickover, Clifford (1998). Black Holes: A Traveler's Guide. Wiley, John & Sons, Inc. ISBN 978-0-471-19704-1. 
• Thorne, Kip S. (1994). Black Holes and Time Warps. Norton, W. W. & Company, Inc. ISBN 978-0-393-31276-8. 
• Susskind, Leonard (2008). The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics. Little, Brown and Company. ISBN 978-0316016407. 
• Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85714-7. 
• Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley. ISBN 978-0-8053-8732-2. , the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's website.
• Carter, B. (1973). „Black hole equilibrium states”. Ур.: DeWitt, B. S.; DeWitt, C. Black Holes. 
• Chandrasekhar, Subrahmanyan (1999). Mathematical Theory of Black Holes. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850370-5. 
• Frolov, Valeri P.; Novikov, Igor D. (1998). Black Hole Physics. Fundamental Theories of Physics. 96. ISBN 978-0-7923-5146-7. doi:10.1007/978-94-011-5139-9. 
• Frolov, Valeri P.; Zelnikov, Andrei (2011). Introduction to Black Hole Physics. Oxford: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-969229-3. Zbl 1234.83001. 
• Hawking, S. W.; Ellis, G. F. R. (1973). Large Scale Structure of space time. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-09906-6. 
• Melia, Fulvio (2007). The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-13129-0. 
• Misner, Charles; Thorne, Kip S.; Wheeler, John (1973). Gravitation. W. H. Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0344-0. 
• Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (2000). Exploring Black Holes. Addison Wesley Longman. ISBN 978-0-201-38423-9. 
• Wald, Robert M. (1984). General Relativity. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87033-5. 
• Wald, Robert M. (1992). Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87029-8. 
• Price, Richard; Creighton, Teviet (2008). „Black holes”. Scholarpedia. 3 (1): 4277. Bibcode:2008SchpJ...3.4277C. doi:10.4249/scholarpedia.4277 . 
• Gallo, Elena; Marolf, Donald (2009). „Resource Letter BH-2: Black Holes”. American Journal of Physics. 77 (4): 294—307. Bibcode:2009AmJPh..77..294G. S2CID 118494056. arXiv:0806.2316 . doi:10.1119/1.3056569. 
• Hughes, Scott A. (2005). „Trust but verify: The case for astrophysical black holes”. arXiv:hep-ph/0511217 .  Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

Спољашње везе

• Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull