Horizonte de eventos - Event horizon
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En astrofísica, un horizonte de eventos es un límite más allá del cual los eventos no pueden afectar a un observador. El término fue acuñado por Wolfgang Rindler en la década de 1950.
En 1784, John Michell propuso que en las proximidades de objetos masivos compactos, la gravedad puede ser lo suficientemente fuerte como para que ni siquiera la luz pueda escapar. En ese momento, dominaban la teoría newtoniana de la gravitación y la llamada teoría corpuscular de la luz . En estas teorías, si la velocidad de escape de la influencia gravitacional de un objeto masivo excede la velocidad de la luz, entonces la luz que se origina en su interior o de él puede escapar temporalmente pero volverá. En 1958, David Finkelstein utilizó la Relatividad General para introducir una definición más estricta de un horizonte de eventos de agujero negro local como un límite más allá del cual los eventos de cualquier tipo no pueden afectar a un observador externo. Esto condujo a paradojas de la información y los cortafuegos , lo que alentó a reexaminar el concepto de horizontes de eventos locales y la noción de agujeros negros. Posteriormente se desarrollaron varias teorías, algunas con horizontes de eventos y otras sin ellos. Stephen Hawking , quien fue uno de los principales desarrolladores de teorías para describir los agujeros negros, sugirió que se debería usar un horizonte aparente en lugar de un horizonte de eventos, diciendo que "el colapso gravitacional produce horizontes aparentes pero no horizontes de eventos". Finalmente, concluyó que "la ausencia de horizontes de eventos significa que no hay agujeros negros, en el sentido de regímenes de los cuales la luz no puede escapar al infinito".
Cualquier objeto que se acerque al horizonte desde el lado del observador parece ralentizarse y nunca cruzará el horizonte. Debido al desplazamiento al rojo gravitacional , su imagen se enrojece con el tiempo a medida que el objeto se aleja del observador.
En un universo en expansión, la velocidad de expansión alcanza e incluso supera la velocidad de la luz, lo que impide que las señales viajen a algunas regiones. Un horizonte de eventos cósmico es un horizonte de eventos real porque afecta a todo tipo de señales, incluidas las ondas gravitacionales que viajan a la velocidad de la luz.
Los tipos de horizonte más específicos incluyen los horizontes absolutos y aparentes relacionados pero distintos que se encuentran alrededor de un agujero negro. Otros tipos distintos incluyen los horizontes Cauchy y Killing ; las esferas de fotones y ergosferas de la solución de Kerr ; horizontes de partículas y cosmológicos relevantes para la cosmología ; y horizontes aislados y dinámicos importantes en la investigación actual de agujeros negros.
Horizonte de eventos cósmicos
En cosmología , el horizonte de sucesos del universo observable es la mayor distancia comoviva desde la cual la luz emitida ahora puede llegar al observador en el futuro. Esto difiere del concepto de horizonte de partículas , que representa la mayor distancia comoviva desde la cual la luz emitida en el pasado podría llegar al observador en un momento dado. Para los eventos que ocurren más allá de esa distancia, la luz no ha tenido tiempo suficiente para llegar a nuestra ubicación, incluso si se emitió en el momento en que comenzó el universo. La evolución del horizonte de partículas con el tiempo depende de la naturaleza de la expansión del universo . Si la expansión tiene ciertas características, partes del universo nunca serán observables, no importa cuánto tiempo espere el observador a que llegue la luz de esas regiones. El límite más allá del cual los eventos nunca se pueden observar es un horizonte de eventos y representa la extensión máxima del horizonte de partículas.
El criterio para determinar si existe un horizonte de partículas para el universo es el siguiente. Defina una distancia de comandita d p como
En esta ecuación, a es el factor de escala , c es la velocidad de la luz y t 0 es la edad del Universo. Si d p → ∞ (es decir, apunta arbitrariamente tan lejos como se puede observar), entonces no existe un horizonte de eventos. Si d p ≠ ∞ , hay un horizonte presente.
Ejemplos de modelos cosmológicos sin un horizonte de sucesos son los universos dominados por la materia o la radiación . Un ejemplo de un modelo cosmológico con un horizonte de eventos es un universo dominado por la constante cosmológica (un universo de De Sitter ).
En un artículo sobre el modelo cosmológico FLRW se dio un cálculo de las velocidades del evento cosmológico y los horizontes de las partículas , aproximando el Universo como compuesto de constituyentes que no interactúan, cada uno de los cuales es un fluido perfecto .
Horizonte aparente de una partícula acelerada
Si una partícula se mueve a una velocidad constante en un universo no expansivo libre de campos gravitacionales, cualquier evento que ocurra en ese Universo será eventualmente observable por la partícula, porque los conos de luz hacia adelante de estos eventos se cruzan con la línea del mundo de la partícula . Por otro lado, si la partícula se acelera, en algunas situaciones los conos de luz de algunos eventos nunca se cruzan con la línea del mundo de la partícula. En estas condiciones, un horizonte aparente está presente en el marco de referencia (acelerado) de la partícula, que representa un límite más allá del cual los eventos no son observables.
Por ejemplo, esto ocurre con una partícula uniformemente acelerada. En la figura de la derecha se muestra un diagrama de espacio-tiempo de esta situación. A medida que la partícula acelera, se acerca, pero nunca alcanza, la velocidad de la luz con respecto a su marco de referencia original. En el diagrama del espacio-tiempo, su trayectoria es una hipérbola , que se acerca asintóticamente a una línea de 45 grados (la trayectoria de un rayo de luz). Un evento cuyo borde del cono de luz sea esta asíntota o esté más lejos que esta asíntota nunca podrá ser observado por la partícula acelerada. En el marco de referencia de la partícula, hay un límite detrás del cual no pueden escapar señales (un horizonte aparente). La distancia a este límite está dada por dónde es la aceleración constante propia de la partícula.
Si bien las aproximaciones de este tipo de situación pueden ocurrir en el mundo real (en aceleradores de partículas , por ejemplo), un horizonte de eventos verdadero nunca está presente, ya que esto requiere que la partícula se acelere indefinidamente (requiriendo cantidades arbitrariamente grandes de energía y una cantidad arbitrariamente grande). aparato).
Interactuando con un horizonte cósmico
En el caso de un horizonte percibido por un observador que acelera uniformemente en el espacio vacío, el horizonte parece permanecer a una distancia fija del observador sin importar cómo se mueva su entorno. Variar la aceleración del observador puede hacer que el horizonte parezca moverse con el tiempo, o puede evitar que exista un horizonte de eventos, dependiendo de la función de aceleración elegida. El observador nunca toca el horizonte y nunca pasa por un lugar donde parecía estar.
En el caso de un horizonte percibido por un ocupante de un universo de De Sitter , el horizonte siempre parece estar a una distancia fija para un observador que no acelera . Nunca es contactado, ni siquiera por un observador acelerado.
Horizonte de sucesos de un agujero negro
 Lejos del agujero negro , una partícula puede moverse en cualquier dirección. Solo está restringido por la velocidad de la luz. |
 Más cerca del agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. En algunos sistemas de coordenadas convenientes, hay más caminos que se dirigen hacia el agujero negro que caminos que se alejan. |
 Dentro del horizonte de eventos, todas las trayectorias del tiempo futuro acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape, sin importar la dirección en la que viaje la partícula. |
Uno de los ejemplos más conocidos de un horizonte de eventos se deriva de la descripción de la relatividad general de un agujero negro, un objeto celeste tan denso que ninguna materia o radiación cercana puede escapar de su campo gravitacional . A menudo, esto se describe como el límite dentro del cual la velocidad de escape del agujero negro es mayor que la velocidad de la luz . Sin embargo, una descripción más detallada es que dentro de este horizonte, todos los caminos parecidos a la luz (caminos que la luz podría tomar) y, por lo tanto, todos los caminos en los conos de luz delanteros de partículas dentro del horizonte, están deformados para caer más adentro del agujero. Una vez que una partícula está dentro del horizonte, moverse hacia el agujero es tan inevitable como avanzar en el tiempo, sin importar en qué dirección viaje la partícula, y en realidad se puede pensar que es equivalente a hacerlo, dependiendo del sistema de coordenadas del espacio-tiempo utilizado. .
La superficie en el radio de Schwarzschild actúa como un horizonte de eventos en un cuerpo no giratorio que encaja dentro de este radio (aunque un agujero negro giratorio funciona de manera ligeramente diferente). El radio de Schwarzschild de un objeto es proporcional a su masa. En teoría, cualquier cantidad de materia se convertirá en un agujero negro si se comprime en un espacio que se ajuste a su correspondiente radio de Schwarzschild. Para la masa del Sol, este radio es de aproximadamente 3 kilómetros y para la Tierra es de aproximadamente 9 milímetros. En la práctica, sin embargo, ni la Tierra ni el Sol tienen la masa necesaria y, por lo tanto, la fuerza gravitacional necesaria para superar la presión de degeneración de electrones y neutrones . La masa mínima requerida para que una estrella pueda colapsar más allá de estas presiones es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , que es de aproximadamente tres masas solares.
De acuerdo con los modelos fundamentales de colapso gravitacional, se forma un horizonte de eventos antes de la singularidad de un agujero negro. Si todas las estrellas de la Vía Láctea se agregan gradualmente hacia el centro galáctico mientras mantienen sus distancias proporcionales entre sí, todas caerán dentro de su radio conjunto de Schwarzschild mucho antes de que se vean obligadas a chocar. Hasta el colapso en el futuro lejano, los observadores en una galaxia rodeada por un horizonte de eventos continuarían con sus vidas normalmente.
Los horizontes de eventos de los agujeros negros son ampliamente incomprendidos. Es común, aunque errónea, la noción de que los agujeros negros "aspiran" material en su vecindario, donde de hecho no son más capaces de buscar material para consumir que cualquier otro atractor gravitacional. Al igual que con cualquier masa en el universo, la materia debe entrar dentro de su alcance gravitacional para que exista la posibilidad de captura o consolidación con cualquier otra masa. Igualmente común es la idea de que se puede observar materia cayendo en un agujero negro. Esto no es posible. Los astrónomos solo pueden detectar discos de acreción alrededor de los agujeros negros, donde el material se mueve con tal velocidad que la fricción crea una radiación de alta energía que se puede detectar (de manera similar, parte de la materia de estos discos de acreción es expulsada a lo largo del eje de rotación del agujero negro, creando chorros visibles cuando estas corrientes interactúan con materia como el gas interestelar o cuando se dirigen directamente a la Tierra). Además, un observador distante nunca verá que algo llegue al horizonte. En cambio, al acercarse al agujero, el objeto parecerá ir cada vez más lento, mientras que cualquier luz que emita se desplazará cada vez más al rojo.
El horizonte de sucesos del agujero negro es de naturaleza teleológica , lo que significa que necesitamos conocer todo el espacio-tiempo futuro del universo para determinar la ubicación actual del horizonte, lo cual es esencialmente imposible. Debido a la naturaleza puramente teórica del límite del horizonte de sucesos, el objeto que viaja no necesariamente experimenta efectos extraños y, de hecho, atraviesa el límite calculador en una cantidad finita de tiempo adecuado .
Interactuar con los horizontes de los agujeros negros
Un concepto erróneo sobre los horizontes de eventos, especialmente los horizontes de eventos de los agujeros negros , es que representan una superficie inmutable que destruye los objetos que se acercan a ellos. En la práctica, todos los horizontes de eventos parecen estar a cierta distancia de cualquier observador, y los objetos enviados hacia un horizonte de eventos nunca parecen cruzarlo desde el punto de vista del observador emisor (ya que el cono de luz del evento que cruza el horizonte nunca se cruza con la línea del mundo del observador). ). Intentar hacer que un objeto cerca del horizonte permanezca estacionario con respecto a un observador requiere aplicar una fuerza cuya magnitud aumenta ilimitadamente (volviéndose infinita) cuanto más se acerca.
En el caso del horizonte alrededor de un agujero negro, los observadores estacionarios con respecto a un objeto distante estarán de acuerdo sobre dónde está el horizonte. Si bien esto parece permitir que un observador bajado hacia el agujero con una cuerda (o varilla) entre en contacto con el horizonte, en la práctica esto no se puede hacer. La distancia adecuada al horizonte es finita, por lo que la longitud de cuerda necesaria también sería finita, pero si la cuerda se bajara lentamente (de modo que cada punto de la cuerda estuviera aproximadamente en reposo en las coordenadas de Schwarzschild ), la aceleración adecuada ( G -fuerza ) experimentada por puntos de la cuerda cada vez más cerca del horizonte se acercaría al infinito, por lo que la cuerda se rompería. Si la cuerda se baja rápidamente (quizás incluso en caída libre ), entonces el observador en la parte inferior de la cuerda puede tocar e incluso cruzar el horizonte de eventos. Pero una vez que esto sucede, es imposible tirar de la parte inferior de la cuerda fuera del horizonte de eventos, ya que si la cuerda se tensa, las fuerzas a lo largo de la cuerda aumentan sin límites a medida que se acercan al horizonte de eventos y en algún punto la cuerda debe romperse. . Además, la ruptura no debe ocurrir en el horizonte de eventos, sino en un punto donde el segundo observador pueda observarla.
Suponiendo que el posible horizonte aparente está muy dentro del horizonte de eventos, o que no hay ninguno, los observadores que cruzan el horizonte de eventos de un agujero negro en realidad no verían ni sentirían que sucediera nada especial en ese momento. En términos de apariencia visual, los observadores que caen en el agujero perciben el eventual horizonte aparente como un área impermeable negra que encierra la singularidad. Otros objetos que habían ingresado al área del horizonte a lo largo de la misma trayectoria radial pero en un momento anterior aparecerían debajo del observador siempre que no ingresen dentro del horizonte aparente y podrían intercambiar mensajes. El aumento de las fuerzas de las mareas también son efectos localmente notables, en función de la masa del agujero negro. En los agujeros negros estelares realistas , la espaguetificación ocurre temprano: las fuerzas de las mareas desgarran los materiales mucho antes del horizonte de eventos. Sin embargo, en los agujeros negros supermasivos , que se encuentran en los centros de las galaxias, la espaguetificación ocurre dentro del horizonte de eventos. Un astronauta humano sobreviviría a la caída a través de un horizonte de sucesos solo en un agujero negro con una masa de aproximadamente 10.000 masas solares o más.
Más allá de la relatividad general
Un horizonte de sucesos cósmicos se acepta comúnmente como un horizonte de sucesos real, mientras que la descripción de un horizonte de sucesos de un agujero negro local dada por la relatividad general resulta incompleta y controvertida. Cuando las condiciones bajo las cuales ocurren los horizontes de eventos locales se modelan utilizando una imagen más completa de la forma en que funciona el Universo, que incluye tanto la relatividad como la mecánica cuántica , se espera que los horizontes de eventos locales tengan propiedades diferentes de las predichas usando solo la relatividad general.
En la actualidad, el mecanismo de radiación de Hawking espera que el impacto principal de los efectos cuánticos sea que los horizontes de eventos posean una temperatura y, por lo tanto, emitan radiación. Para los agujeros negros, esto se manifiesta como radiación de Hawking , y la cuestión más amplia de cómo el agujero negro posee una temperatura es parte del tema de la termodinámica de los agujeros negros . Para las partículas en aceleración, esto se manifiesta como el efecto Unruh , que hace que el espacio alrededor de la partícula parezca estar lleno de materia y radiación.
De acuerdo con la controvertida hipótesis del cortafuegos del agujero negro , la materia que cae dentro de un agujero negro se quemaría hasta quedar nítida por un "cortafuegos" de alta energía en el horizonte de sucesos.
El principio de complementariedad proporciona una alternativa , según el cual, en la carta del observador lejano, la materia que cae se termaliza en el horizonte y se vuelve a emitir como radiación de Hawking, mientras que en la carta de un observador que cae, la materia continúa sin perturbaciones a través de la región interior y se destruye en la singularidad. Esta hipótesis no viola el teorema de no clonación ya que hay una sola copia de la información según cualquier observador. La complementariedad de los agujeros negros en realidad es sugerida por las leyes de escala de las cadenas que se acercan al horizonte de eventos, lo que sugiere que en la carta de Schwarzschild se extienden para cubrir el horizonte y termalizar en una membrana de Planck de longitud y espesor.
Se espera que una descripción completa de los horizontes de eventos locales generados por la gravedad requiera, como mínimo, una teoría de la gravedad cuántica . Una de estas teorías candidato es la teoría-M . Otra teoría candidata de este tipo es la gravedad cuántica de bucles .
Ver también
- Fuerza Abraham-Lorentz
- Métrica acústica
- Más allá de los agujeros negros
- Electrón de agujero negro
- Nave espacial agujero negro
- Hipótesis de la censura cósmica
- Horizonte dinámico
- Telescopio del horizonte de sucesos
- Radiación de Hawking
- Kugelblitz (astrofísica)
- Micro agujero negro
- Coordenadas de Rindler