Eventa horizonto

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Saltu al: navigado, serĉo

En fizika relativeco, eventa horizonto estas ĝenerala termino por rando en spactempo, difinita kun respektivo al la rigardanto, estantaj trans kiu eventoj ne povas afekti la rigardanton. Lumo elradiita trans la horizonto neniam povas atingi la rigardanton, kaj io ajn kio pasas tra la horizonto de la rigardanta flanko estas neniam vidata denove. Nigra truo estas ĉirkaŭbarata per eventa horizonto ekzemple.

Estas pli specifaj specoj de horizontoj, kiuj estas interrilatantaj sed malsamaj:

Eventa horizonto ĉirkaŭ nigra truo[redakti | redakti fonton]

Loupe.svg Pli detalaj informoj troveblas en la artikolo Nigra truo.

La plej kutime sciata ekzemplo de eventa horizonto estas difinita per fizika relativeca priskribo de nigra truo, objekto sufiĉe kompakta por ke neniu materio aŭ lumo povas eskapi de ĝi. Ĉi tia eventa horizonto estas sfero kun radiuso egala al la radiuso de Schwarzschild.

Ĉi tio estas priskribita kiel la rando en kiu la nigra trua liberiga rapido estas pli granda ol la lumrapideco. Kvankam ĉi tiu difino donas veran nombran rezulton, ĝi ne estas bazita sur la efikoj de fizika relativeco. Pli preciza priskribo estas en tio ke en ena regiono de ĉi tiu horizonto, ĉiuj lumsimilaj vojoj (vojoj de lumo), kaj do ĉiuj vojoj de la antaŭa luma konuso de partikloj en ena parto de la horizonto estas kurbigitaj tiel ke ili falas plu en la nigran truon. Se iam partiklo estas ene de la horizonto, movado en la truon estas tiel neevitebla kiel neevitebla estas movado antaŭen en la tempo (kaj ĉi tiuj du aferoj povas reale esti ekvivalentaj, dependanta de la spactempa koordinatsistemo uzata).

Nigra trua eventa horizonto estas aparte interesa por tri kaŭzoj. Unue, estas multaj ekzemploj sufiĉe proksimaj por studi ilin. Due, nigraj truoj tiras enen materio de iliaj ĉirkaŭaĵoj, kio provizas ekzemplojn de materio trairanta tra la eventa horizonto. Tria, la priskribo de nigraj truoj donita per fizika relativeco estas proksimuma, kaj ŝajne efikoj de kvantuma gravito estas gravaj proksime de la eventa horizonto. Ĉi tio permesas uzi observadojn de materio apud nigraj truaj eventaj horizontoj por studi fizikan relativecon kaj proponi vastigaĵojn de ĝi.

La difino de "eventa horizonto" donita de Hawking kaj Ellis[1], Misner, Thorne kaj Wheeler[2], kaj Wald[3] diferenciĝas de tiu donita ĉi tie. Ilia difino de eventaj horizontoj estas pri la kosmoscienca kaj la partikla horizontoj (kaj ankaŭ pri la videbla horizonto). Tamen, moderna uzado kunigas la ideoj sub la unu termino "eventa horizonto". (ekzemple [4].) Por fari pli klaran distingon, iu aŭtoroj uzas pli specifan nocion de horizonto kiel "absoluta horizonto". En ĉirkaŭteksto de nigraj truoj, eventa horizonto preskaŭ ĉiam estas la absoluta horizonto, sed ne la videbla horizonto.

Eventa horizonto de la videbla universo[redakti | redakti fonton]

Loupe.svg Pli detalaj informoj troveblas en la artikolo Eventa horizonto de la videbla universo.

La partikla horizonto de la videbla universo estas la rando kiu prezentas la maksimuman distancon je kiu eventoj povas nun esti observitaj. Por eventoj trans la distanco, lumo ankoraŭ ne havis sufiĉan tempon por atingi situon de la observanto, eĉ se ĝi estis disradiita je tempo naskiĝo de la universo. Kiel la partikla horizonto ŝanĝiĝas kun tempo dependas de naturo de la elvolvado de la universo. En okazo de iuj karakterizoj de la elvolvado, estas partoj de la universo kiuj estos neniam videblaj, sendepende de tio kiel longe la rigardanto atendas alvenon de lumo de tiuj regionoj.

La eventa horizonto estas rando, eventoj trans kiu neniam povos esti observitaj. Alivorte, la eventa horizonto, estas la maksimuma amplekso de la partikla horizonto.

La kriterio por difini ĉu eventa horizonto por la universo ekzistas estas la sekva. Estu kunmova distanco d_E :

d_E=\int_{t_0}^\infty \frac{c}{a(t)}dt\ .

En ĉi tiu ekvacio, a estas la skala koeficiento, c estas la lumrapideco, kaj t0 estas la aĝo de la universo. Se d_E \rightarrow \infty, punktoj iel ajn malproksimaj povas esti observitaj, kaj la eventa horizonto ne ekzistas. Se d_E \neq \infty, la horizonto ekzistas.

Ekzemploj de kosmosciencaj modeloj sen eventa horizonto estas universoj dominitaj per materio aŭ per lumo. Ekzemplo de kosmoscienca modelo kun eventa horizonto estas universo dominita per la kosmoscienca konstanto (universo de de Sitter).

Eventa horizonto de akcelita partiklo[redakti | redakti fonton]

Spactempa figuro montranta unuforme akcelitan partiklon P kaj eventon E kiu estas ekster la partikla eventa horizonto. La antaŭa luma konuso de la evento neniam sekcas la partiklan mondan linion.

Se partiklo estas movanta je konstanta rapido en ne-elvolvanta universo libera de gravitaj kampoj, ĉiu evento kiu okazas en la universo estos videbla per la partiklo, ĉar la antaŭa lumo konuso de ĉi ĉiu evento sekcas la partiklan mondan linion. Aliflanke, se la partiklo estas akcelanta eblas konstrui situaciojn kie luma konuso de iu evento neniam sekcas la partiklan mondan linion. Sub ĉi tiuj kondiĉoj, eventa horizonto ekzistas en la partikla (akcelanta) referenca kadro, prezentanta randojn preter kiu eventoj estas nevideblaj.

Unu situacio kie ĉi tio okazas estas la okazo de unuforme akcelita partiklo. Spactempa figuro de ĉi tiu situacio estas montrita en la bildo. Kiel la partiklo akceliĝas, ĝi proksimiĝas al lumrapideco, sed neniam atingas lumrapidecon respektive al ĝia originala referenca kadro. Sur la spactempa figuro, ĝia vojo estas hiperbolo (matematiko) kiu asimptote proksimiĝas al la 45 grada linio (la vojo de luma radio). Evento, kies luma konusa rando estas ĉi tiu asimptoto aŭ estas pli malproksima ol ĉi tiu asimptoto, neniam povas esti observita per la akcelanta partiklo. En la partikla referenca kadro, ĉi tio estas la rando de malantaŭo de kiu signaloj ne povas eskapi, do la rando estas la eventa horizonto.

Kvankam ĉi tiu speco de situacio kiel proksimuma kalkulado povas okazi en la reala mondo (en akceliloj ekzemple), vera eventa horizonto neniam ekzistas, ĉar la partiklo devas esti akcelita malfinie, kio bezonas malfinian energion.


Eventaj horizontoj preter fizika relativeco[redakti | redakti fonton]

La priskribo de eventaj horizontoj donita per fizika relativeco estas opiniata kiel nekompleta. Kiam la kondiĉoj sub kiu okazas eventaj horizontoj estas modelataj uzante pli plenan imagon de la universo, kiu inkluzivas ambaŭ relativecon kaj kvantummekanikon, eventaj horizontoj devus havi propraĵojn malsaman de tiuj antaŭdiritaj nur de fizika relativeco.

Nun, la ĉefa influo de kvantumaj efikoj estas tio ke eventaj horizontoj posedas temperaturon, kaj disradias radiadon kiel rezulto. Por nigraj truoj, ĉi tio estas radiado de Hawking - vaporiĝo de nigra truo, kaj la pli granda demando pri tio kiel nigra truo havas temperaturon estas parto de varmodinamiko de nigra truo.

Plena priskribo de eventaj horizontoj estas unu el postuloj al teorio de kvantuma gravito. Kiel en 2006, la plej promesanta kandidata teorio estas M-teorio.

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Referencoj[redakti | redakti fonton]

  • Kip Thorne (1994). Black Holes and Time Warps - Nigraj Truoj kaj Tempa Kurbiĝo. W. W. Norton.
  1. S. W. Hawking kaj G. F. R. Ellis (1975). The large scale structure of space-time - La grandskalaj strukturoj de spaco-tempo. Cambridge University Press.
  2. Thorne, Kip S.; Misner, Charles; Wheeler, John (1973). Gravitation - Gravito. W. H. Freeman and Company.
  3. Wald, Robert M. (1984). General Relativity - Ĝenerala Relativeco. Ĉikago: University of Chicago Press.
  4. J. A. Peacock (1999). Cosmological Physics - Kosmoscienca Fiziko. Cambridge University Press.