En astrofísica , un horizonte de sucesos es un límite más allá del cual los sucesos no pueden afectar a un observador. Wolfgang Rindler acuñó el término en los años cincuenta. [1]
En 1784, John Michell propuso que la gravedad puede ser lo suficientemente fuerte en las proximidades de objetos compactos masivos como para que ni siquiera la luz pueda escapar. [2] En aquella época 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 desde él puede escapar temporalmente pero regresará. 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 eventos de cualquier tipo no pueden afectar a un observador externo, lo que generó paradojas de información y cortafuegos , lo que alentó a reexaminar el concepto. de horizontes de sucesos locales y la noción de agujeros negros. Posteriormente se desarrollaron varias teorías, algunas con y otras sin horizontes de sucesos. Uno de los principales desarrolladores de teorías para describir los agujeros negros, Stephen Hawking , sugirió que se debería utilizar un horizonte aparente en lugar de un horizonte de sucesos, diciendo: "El colapso gravitacional produce horizontes aparentes pero no horizontes de sucesos". Finalmente llegó a la conclusión de que "la ausencia de horizontes de sucesos significa que no hay agujeros negros, en el sentido de regímenes desde los cuales la luz no puede escapar al infinito ". [3] [4]
Cualquier objeto que se acerque al horizonte desde el lado del observador parece disminuir su velocidad y nunca llega a cruzar el horizonte. [5] Debido al corrimiento al rojo gravitacional , su imagen se vuelve roja con el tiempo a medida que el objeto se aleja del observador. [6]
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 sucesos cósmico es un horizonte de sucesos real porque afecta a todo tipo de señales, incluidas las ondas gravitacionales , que viajan a la velocidad de la luz.
Los tipos de horizontes más específicos incluyen los horizontes absolutos y aparentes relacionados pero distintos que se encuentran alrededor de un agujero negro. Otros tipos distintos incluyen:
En cosmología , el horizonte de sucesos del universo observable es la distancia de movimiento más grande 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 comomoviente desde la que la luz emitida en el pasado podría llegar al observador en un momento dado. Para eventos que ocurren más allá de esa distancia, la luz no ha tenido tiempo suficiente para llegar a nuestra ubicación, incluso si fue emitida 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, por mucho tiempo que el observador espere a que llegue la luz de esas regiones. El límite más allá del cual los eventos nunca pueden observarse 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 comoving 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 ningún horizonte de sucesos. Si d p ≠ ∞ , hay un horizonte presente.
Ejemplos de modelos cosmológicos sin horizonte de sucesos son los universos dominados por la materia o por la radiación . Un ejemplo de modelo cosmológico con horizonte de sucesos es un universo dominado por la constante cosmológica (un universo de Sitter ).
En un artículo sobre el modelo cosmológico FLRW se proporcionó un cálculo de las velocidades del evento cosmológico y los horizontes de partículas , aproximando el Universo como compuesto de constituyentes que no interactúan, siendo cada uno de ellos un fluido perfecto . [7] [8]
Si una partícula se mueve a una velocidad constante en un universo en no expansión y libre de campos gravitacionales, cualquier evento que ocurra en ese Universo eventualmente será observable por la partícula, porque los conos de luz delanteros de estos eventos cruzan la línea mundial de la partícula . Por otro lado, si la partícula está acelerando, en algunas situaciones los conos de luz de algunos eventos nunca cruzan la línea mundial de la partícula. En estas condiciones, hay un horizonte aparente en el marco de referencia (en aceleración) de la partícula, que representa un límite más allá del cual los eventos son inobservables.
Esto ocurre, por ejemplo, con una partícula uniformemente acelerada. En la figura de la derecha se muestra un diagrama espacio-temporal de esta situación. A medida que la partícula acelera, se acerca, pero nunca alcanza, la velocidad de la luz con respecto a su sistema de referencia original. En el diagrama del espacio-tiempo, su trayectoria es una hipérbola , que se aproxima 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, detrás de ella hay un límite del que ninguna señal puede escapar (un horizonte aparente). La distancia a este límite está dada por , donde a es la aceleración propia constante de la partícula.
Si bien pueden ocurrir aproximaciones de este tipo de situación en el mundo real [ cita necesaria ] (en aceleradores de partículas , por ejemplo), un verdadero horizonte de eventos nunca está presente, ya que esto requiere que la partícula se acelere indefinidamente (lo que requiere cantidades arbitrariamente grandes de energía). y un aparato arbitrariamente grande).
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 que acelera.
Uno de los ejemplos más conocidos de horizonte de sucesos 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 (los caminos que la luz podría tomar) (y por lo tanto todos los caminos en los conos de luz delanteros de las partículas dentro del horizonte) están deformados para caer más adentro del agujero. Una vez que una partícula está dentro del horizonte, entrar en el agujero es tan inevitable como avanzar en el tiempo (sin importar en qué dirección viaje la partícula) y puede considerarse equivalente a hacerlo, dependiendo del sistema de coordenadas espacio-temporales utilizado. [10] [11] [12] [13]
La superficie en el radio de Schwarzschild actúa como un horizonte de sucesos en un cuerpo no giratorio que cabe dentro de este radio (aunque un agujero negro en rotación 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 quepa dentro de su correspondiente radio de Schwarzschild. Para la masa del Sol , este radio es de aproximadamente 3 kilómetros (1,9 millas); para la Tierra , es de unos 9 milímetros (0,35 pulgadas). En la práctica, sin embargo, ni la Tierra ni el Sol tienen la masa necesaria (y, por tanto, la fuerza gravitacional necesaria) para superar la presión de degeneración de electrones y neutrones . La masa mínima necesaria para que una estrella colapse más allá de estas presiones es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , que es de aproximadamente tres masas solares.
Según los modelos fundamentales de colapso gravitacional, [14] se forma un horizonte de sucesos antes de la singularidad de un agujero negro. Si todas las estrellas de la Vía Láctea se agregaran gradualmente hacia el centro galáctico manteniendo sus distancias proporcionales entre sí, todas caerían dentro de su radio de Schwarzschild conjunto mucho antes de que se vieran obligadas a colisionar. [4] Hasta el colapso en un futuro lejano, los observadores en una galaxia rodeada por un horizonte de sucesos continuarían con sus vidas normalmente.
Los horizontes de sucesos de los agujeros negros son ampliamente mal entendidos. Común, aunque errónea, es la noción de que los agujeros negros "aspiran" material en su vecindad, donde en realidad no son más capaces de buscar material para consumir que cualquier otro atractor gravitacional. Como ocurre con cualquier masa en el universo, la materia debe estar 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 sólo pueden detectar discos de acreción alrededor de los agujeros negros, donde el material se mueve con tal velocidad que la fricción crea radiación de alta energía que puede detectarse (de manera similar, parte de la materia de estos discos de acreción es expulsada a lo largo del eje de giro del agujero negro, creando chorros visibles cuando estas corrientes interactúan con materia como el gas interestelar o cuando apuntan directamente a la Tierra). Además, un observador distante nunca verá algo llegar al horizonte. En cambio, mientras se acerca al agujero, el objeto parecerá ir cada vez más lentamente, mientras que cualquier luz que emita se desplazará cada vez más hacia el rojo.
Topológicamente, el horizonte de eventos se define a partir de la estructura causal como el cono nulo pasado del infinito temporal conforme futuro. El horizonte de sucesos de un agujero negro es de naturaleza teleológica , lo que significa que está determinado por causas futuras. [15] [16] [17] Más precisamente, uno necesitaría conocer toda la historia del universo y hasta el futuro infinito para determinar la presencia de un horizonte de eventos, lo cual no es posible para los observadores cuasilocales (ni siquiera en principio). [18] [19] En otras palabras, no existe ningún experimento y/o medición que pueda realizarse dentro de una región de tamaño finito del espacio-tiempo y dentro de un intervalo de tiempo finito que responda a la pregunta de si existe o no un horizonte de sucesos. Debido a la naturaleza puramente teórica del horizonte de sucesos, el objeto que viaja no necesariamente experimenta efectos extraños y, de hecho, pasa a través del límite calculado en una cantidad finita de su tiempo adecuado . [20]
Una idea errónea sobre los horizontes de sucesos, especialmente los horizontes de sucesos 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 cruza la línea mundial 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 todos de acuerdo sobre dónde está el horizonte. Si bien esto parece permitir que un observador bajado hacia el agujero con una cuerda (o varilla) contacte con el horizonte, en la práctica esto no se puede hacer. La distancia adecuada al horizonte es finita, [21] por lo que la longitud de la 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 coordenadas de Schwarzschild), la distancia adecuada al horizonte es finita, [21] por lo que la longitud de la 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 coordenadas de Schwarzschild ), La aceleración ( fuerza G ) experimentada por puntos de la cuerda cada vez más cercanos al horizonte se acercaría al infinito, por lo que la cuerda se rompería. Si la cuerda se baja rápidamente (quizás incluso en caída libre ), entonces, de hecho, el observador en la parte inferior de la cuerda puede tocar e incluso cruzar el horizonte de sucesos. Pero una vez que esto sucede, es imposible sacar la parte inferior de la cuerda fuera del horizonte de sucesos, ya que si la cuerda se tensa, las fuerzas a lo largo de la cuerda aumentan sin límite a medida que se acercan al horizonte de sucesos y en algún punto la cuerda debe romperse. . Además, la ruptura no debe ocurrir en el horizonte de sucesos, sino en un punto donde el segundo observador pueda observarla.
Suponiendo que el posible horizonte aparente esté muy dentro del horizonte de sucesos, o que no lo haya, los observadores que crucen el horizonte de sucesos 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 negra impermeable que encierra la singularidad. [22] Otros objetos que habían entrado en el área del horizonte a lo largo de la misma trayectoria radial pero en un momento anterior aparecerían debajo del observador siempre que no entraran dentro del horizonte aparente, y podrían intercambiar mensajes. El aumento de las fuerzas de marea también es un efecto perceptible localmente, en función de la masa del agujero negro. En los agujeros negros estelares realistas , la espaguetificación se produce temprano: las fuerzas de marea desgarran los materiales mucho antes del horizonte de sucesos. Sin embargo, en los agujeros negros supermasivos , que se encuentran en los centros de las galaxias, la espaguetificación se produce dentro del horizonte de sucesos. Un astronauta humano sobreviviría a la caída a través de un horizonte de sucesos sólo en un agujero negro con una masa de aproximadamente 10.000 masas solares o más. [23]
Un horizonte de sucesos cósmico 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. [3] [4] 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 aquellas. predicho utilizando únicamente 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 que se aceleran, esto se manifiesta como el efecto Unruh , que hace que el espacio alrededor de la partícula parezca estar lleno de materia y radiación.
Según la controvertida hipótesis del cortafuegos del agujero negro , la materia que caiga en un agujero negro sería quemada hasta quedar crujiente por un "cortafuegos" de alta energía en el horizonte de sucesos.
Una alternativa la proporciona el principio de complementariedad , según el cual, en la carta del observador lejano, la materia que cae se termaliza en el horizonte y se reemite como radiación de Hawking, mientras que en la carta de un observador que cae la materia continúa sin ser perturbada a través de la región interior y se destruye en la singularidad. Esta hipótesis no viola el teorema de no clonación , ya que existe una única copia de la información según cualquier observador. La complementariedad de los agujeros negros en realidad es sugerida por las leyes de escala de las cuerdas que se acercan al horizonte de sucesos, lo que sugiere que en el mapa de Schwarzschild se estiran para cubrir el horizonte y se termalizan en una membrana de Planck de longitud y espesor.
Se espera que una descripción completa de los horizontes de sucesos locales generados por la gravedad requiera, como mínimo, una teoría de la gravedad cuántica . Una de esas teorías candidatas es la teoría M. Otra teoría candidata es la gravedad cuántica de bucles .
