horizonte de sucesos

En astrofísica , un horizonte de sucesos es un límite en el espacio-tiempo más allá del cual ninguna señal puede llegar a un observador determinado. Wolfgang Rindler acuñó el término en la década de 1950. ^{[ 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 ese momento, la teoría newtoniana de la gravitación y la llamada teoría corpuscular de la luz eran dominantes. En estas teorías, si la velocidad de escape de la influencia gravitatoria de un objeto masivo supera la velocidad de la luz , entonces la luz que se origina dentro 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 sucesos local de un agujero negro como un límite más allá del cual los eventos de cualquier tipo no pueden afectar a un observador externo, lo que dio lugar a paradojas de información y de cortafuegos , e impulsó la reevaluación del concepto de horizontes de sucesos locales y la noción de agujeros negros. Posteriormente se desarrollaron varias teorías, algunas con horizontes de sucesos y otras sin ellos. Uno de los principales desarrolladores de teorías para describir los agujeros negros, Stephen Hawking , sugirió que se debería usar un horizonte aparente en lugar de un horizonte de sucesos, diciendo: "El colapso gravitatorio produce horizontes aparentes, pero no horizontes de sucesos". Finalmente concluyó 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 aproxime al horizonte desde el lado del observador parece ralentizarse, sin llegar a cruzarlo del todo. ^{[ 5 ]} Debido al corrimiento al rojo gravitacional , su imagen se enrojece con el tiempo a medida que el objeto se acerca al horizonte. ^{[ 6 ]}

En un universo en expansión, la velocidad de expansión alcanza —e incluso supera— la velocidad de la luz, impidiendo que las señales lleguen a ciertas regiones. Un horizonte de sucesos cósmico es un verdadero horizonte de sucesos porque afecta a todo tipo de señales, incluidas las ondas gravitacionales , que viajan a la velocidad de la luz.  

Entre los tipos de horizonte más específicos se incluyen los horizontes absoluto y aparente , relacionados pero distintos, que se encuentran alrededor de un agujero negro. Otros tipos distintos incluyen:

• Los horizontes de Cauchy y Killing .
• Las esferas de fotones y las ergosferas de la solución de Kerr .
• Horizontes particulados y cosmológicos relevantes para la cosmología .
• Horizontes aislados y dinámicos , que son importantes en la investigación actual sobre agujeros negros.

En cosmología , el horizonte de sucesos del universo observable es la mayor distancia comóvil 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 comóvil 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 fue emitida en el momento en que el universo comenzó. 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, sin importar cuánto tiempo espere el observador a que llegue la luz de esas regiones. El límite más allá del cual los eventos nunca pueden ser observados es un horizonte de sucesos, 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. Definimos una distancia comóvil d _p como

${\displaystyle d_{p}=\int _{0}^{t_{0}}{\frac {c}{a(t)}}\,dt.}$

En esta ecuación, a es el factor de escala , c es la velocidad de la luz y t₀ es la edad del Universo. Si d _p → ∞ ₍ es decir, apunta arbitrariamente tan lejos como se pueda observar), entonces no existe un horizonte de sucesos. Si d _p ≠ ∞ , existe un horizonte.

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 De Sitter ).

En un artículo sobre el modelo cosmológico FLRW se presentó un cálculo de las velocidades de los horizontes de eventos y partículas cosmológicos , aproximando el Universo como compuesto de constituyentes no interactuantes, cada uno de los cuales es un fluido perfecto . ^{[ 7 ] [ 8 ]}

Horizonte aparente de una partícula acelerada

Si una partícula se mueve a velocidad constante en un universo no expansivo y libre de campos gravitatorios, cualquier evento que ocurra en ese universo será eventualmente observable por la partícula, ya que los conos de luz que se propagan hacia adelante desde dichos eventos intersecan su línea de universo. Por otro lado, si la partícula se está acelerando, en ciertas situaciones los conos de luz de algunos eventos nunca intersecan su línea de universo. En estas condiciones, existe un horizonte aparente en el sistema de referencia (acelerado) de la partícula, que representa un límite más allá del cual los eventos son inobservables.

Por ejemplo, esto ocurre con una partícula acelerada uniformemente. En la figura de la derecha se muestra un diagrama espaciotemporal de esta situación. A medida que la partícula acelera, se aproxima, pero nunca alcanza, la velocidad de la luz con respecto a su sistema de referencia original. En el diagrama espaciotemporal, 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 ella nunca puede ser observado por la partícula acelerada. En el sistema de referencia de la partícula, hay un límite detrás de ella del que no pueden escapar señales (un horizonte aparente). La distancia a este límite viene dada por , donde a es la aceleración propia constante de la partícula.${\displaystyle c^{2}/a}$

Si bien pueden darse aproximaciones de este tipo de situación en el mundo real (en aceleradores de partículas , por ejemplo), nunca existe un verdadero horizonte de sucesos, ya que esto requiere que la partícula se acelere indefinidamente (lo que exige cantidades de energía arbitrariamente grandes y un aparato arbitrariamente grande).

Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como ilustra el conjunto de flechas. Su movimiento solo está limitado por la velocidad de la luz.

A medida que nos acercamos al agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. Hay más trayectorias que se dirigen hacia el agujero negro que trayectorias que se alejan de él. ^{[ Nota 1 ]}

Dentro del horizonte de sucesos, todas las trayectorias acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape.

Simulación de la NASA (vistas equirrectangulares de 360 ​​grados) de una cámara de prueba orbitando un agujero negro. Debido a su velocidad, el disco de acreción aparece más brillante en la dirección del movimiento, con la sombra del agujero negro debajo.

A medida que la cámara se acerca al horizonte de sucesos, la vista del universo exterior parece contraerse hacia adelante mientras la sombra crece debajo.

Dentro del horizonte de sucesos, los roles del espacio y el tiempo se invierten. La singularidad se convierte en un momento inevitable del futuro y, a la inversa, el horizonte de sucesos se convierte en un momento del pasado. La sombra del agujero negro se aproxima a la mitad del campo de visión, mientras que, simultáneamente, la aberración de la luz (debido a las fuerzas de marea que aumentan exponencialmente) concentra la visión del universo exterior en una delgada franja. En los instantes finales, toda visión del universo exterior se desvanece en la oscuridad total.

Uno de los ejemplos más conocidos de horizonte de sucesos proviene de la descripción que hace la relatividad general de un agujero negro, un objeto celeste tan denso que ninguna materia o radiación cercana puede escapar de su campo gravitatorio . A menudo, 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 indica que, dentro de este horizonte, todas las trayectorias similares a la luz (trayectorias que la luz podría tomar) (y, por lo tanto, todas las trayectorias en los conos de luz frontales de las partículas dentro del horizonte) se deforman de manera que caen más profundamente en el agujero. Una vez que una partícula se encuentra dentro del horizonte, moverse hacia el agujero es tan inevitable como moverse hacia adelante en el tiempo —sin importar en qué dirección se mueva la partícula— y puede considerarse equivalente a hacerlo, dependiendo del sistema de coordenadas espaciotemporales 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 giratorio funciona de manera ligeramente diferente). El radio de Schwarzschild de un objeto es proporcional a su masa. Teóricamente, cualquier cantidad de materia se convertirá en un agujero negro si se comprime en un espacio que quepa dentro de su radio de Schwarzschild correspondiente. 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 lo tanto, la fuerza gravitatoria necesaria) para superar la presión de degeneración de electrones y neutrones . La masa mínima requerida 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 agruparan gradualmente hacia el centro galáctico manteniendo distancias proporcionales entre sí, todas caerían dentro de su radio de Schwarzschild conjunto mucho antes de verse 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 con normalidad.

Los horizontes de sucesos de los agujeros negros son objeto de numerosos malentendidos. Es común, aunque erróneo, la idea de que los agujeros negros "aspiran" material de su entorno, cuando en realidad 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 en su ámbito gravitacional para que exista la posibilidad de captura o consolidación con otra masa. Igualmente común es la idea de que se puede observar la 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 a tal velocidad que la fricción crea radiación de alta energía detectable (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 hacia la Tierra). Además, un observador distante nunca verá realmente algo alcanzar el horizonte. En cambio, a medida que se acerque al agujero, el objeto parecerá moverse cada vez más despacio, mientras que cualquier luz que emita se desplazará cada vez más hacia el rojo.

El horizonte de sucesos también puede definirse mediante la estructura causal del espaciotiempo. Las trayectorias que cruzan un punto en el espaciotiempo solo pueden seguir caminos dentro de un cono de luz limitado por la velocidad de la luz. La curvatura del espaciotiempo inclina los conos de luz. En el horizonte de sucesos de un agujero negro, la curvatura se vuelve tan pronunciada que no existen caminos que se alejen del agujero negro. ^{[ 15 ]}

Topológicamente, el horizonte de sucesos se define a partir de la estructura causal como el cono nulo pasado de la infinitud temporal conforme futura. Un horizonte de sucesos de un agujero negro es de naturaleza teleológica , lo que significa que está determinado por causas futuras. ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]} Más precisamente, se necesitaría conocer toda la historia del universo y hasta el futuro infinito para determinar la presencia de un horizonte de sucesos, lo cual no es posible para observadores cuasilocales (ni siquiera en principio). ^{[ 19 ] [ 20 ]} En otras palabras, no hay ningún experimento o medición que pueda realizarse dentro de una región de espaciotiempo de tamaño finito 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 viajero no necesariamente experimenta efectos extraños y, de hecho, pasa a través del límite calculado en una cantidad finita de su tiempo propio . ^{[ 21 ]}

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• Telescopio del horizonte de sucesos
• radiación de Hawking
• Kugelblitz (astrofísica)
• micro agujero negro
• Coordinaciones de Rindler

• Misner, Charles W.; Thorne , Kip S .; Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation (27.ª ed  .). Nueva York, NY: Freeman. ISBN 978-0-7167-0344-0.
• Hawking, Stephen W. (2001). El universo en pocas palabras . Nueva York: Bantam. ISBN 978-0-553-80202-3.
• Thorne, Kip S. (1994). Agujeros negros y distorsiones temporales: El legado escandaloso de Einstein . Programa de Libros del Commonwealth Fund. Nueva York/Londres: Norton. ISBN 978-0-393-31276-8.
• Ashtekar, Abhay; Krishnan, Badri (2004). "Horizontes aislados y dinámicos y sus aplicaciones" . Living Reviews in Relativity . 7 (1): 10. arXiv : gr-qc/0407042 . Bibcode : 2004LRR.....7...10A . doi : 10.12942/ lrr -2004-10 . ISSN 2367-3613 . PMC 5253930. PMID 28163644 .