En la relatividad general, un horizonte de eventos es un límite en el espacio-tiempo más allá del cual los eventos no pueden afectar a un observador externo.
En términos simples, se define como la cáscara de “puntos sin retorno”, es decir, los puntos en los que la atracción gravitacional se vuelve tan grande que hace imposible escapar, incluso para la luz. Un horizonte de eventos se asocia más comúnmente con agujeros negros. La luz emitida desde el interior del horizonte de eventos nunca puede llegar al observador externo. Del mismo modo, cualquier objeto que se acerque al horizonte desde el lado del observador parece ralentizarse y nunca pasar por el horizonte, y su imagen se desplaza cada vez más hacia el rojo a medida que transcurre el tiempo. Esto significa que la longitud de onda se alarga a medida que el objeto se aleja del observador.
Sin embargo, el objeto que viaja no experimenta efectos extraños y, de hecho, atraviesa el horizonte en un tiempo finito.
Los tipos de horizonte más específicos incluyen los horizontes absolutos y aparentes relacionados pero distintos que se encuentran alrededor de un agujero negro. Todavía otras nociones distintas incluyen el horizonte de Cauchy y Killing; las esferas de fotones y las ergosferas de la solución de Kerr; partículas y horizontes cosmológicos relevantes para la cosmología; y horizontes aislados y dinámicos importantes en la investigación actual de agujeros negros.
Uno de los ejemplos más conocidos de un horizonte de sucesos se deriva de la descripción general de la relatividad de un agujero negro, un objeto celeste tan masivo 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 precisa es que dentro de este horizonte, todos los caminos similares a la luz (caminos que la luz podría tomar) y, por lo tanto, todos los caminos en los conos de partículas de luz hacia adelante dentro del horizonte, están deformados para caer más dentro del agujero. Una vez que una partícula está dentro del horizonte, moverse hacia el agujero es tan inevitable como avanzar en el tiempo, y en realidad se puede considerar como equivalente a hacerlo, dependiendo del sistema de coordenadas espacio-tiempo utilizado.
La superficie en el radio de Schwarzschild actúa como un horizonte de eventos en un cuerpo no giratorio que se ajusta 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 encaje dentro de su radio Schwarzschild correspondiente. Para la masa del Sol este radio es de aproximadamente 3 kilómetros y para la Tierra es de aproximadamente 9 milímetros. Sin embargo, en la práctica, ni la Tierra ni el Sol tienen la masa necesaria y, por lo tanto, la fuerza gravitacional necesaria para vencer 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 aproximadamente tres masas solares.
Los horizontes de eventos de los agujeros negros son ampliamente incomprendidos. Común, aunque erróneo, es 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. Como 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 la materia puede observarse “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 puede detectarse (de manera similar, parte de estos discos de acreción se expulsa a lo largo de los ejes de giro del agujero negro, creando chorros visibles cuando estas corrientes interactúan con materia como el gas interestelar o cuando están dirigidas directamente a la Tierra). Además, un observador distante nunca verá algo cruzar el horizonte. En cambio, al acercarse al agujero, el objeto parecerá ir cada vez más lentamente, mientras que cualquier luz que emita se desplazará cada vez más hacia el rojo.
En cosmología, el horizonte de sucesos del universo observable es la distancia de transporte 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 distancia de transporte más grande desde la cual la luz emitida en el pasado podría haber llegado al observador en un momento dado. Para eventos más allá de esa distancia, la luz no ha tenido tiempo de llegar a nuestra ubicación, incluso si se emitió en el momento en que comenzó el Universo. Cómo cambia el horizonte de partículas con el tiempo depende de la naturaleza de la expansión del Universo. Si la expansión tiene ciertas características, hay partes del Universo que nunca serán observables, sin importar cuánto tiempo el observador espere a que llegue la luz de esas regiones. El límite más allá del cual los eventos no pueden observarse nunca 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 [math] {\ displaystyle d_ {p}} [/ math] por
[matemáticas] {\ displaystyle d_ {p} = \ int _ {0} ^ {t_ {0}} {\ frac {c} {a (t)}} dt \.} [/ math]
En esta ecuación, a es el factor de escala, c es la velocidad de la luz y t0 es la edad del universo. Si [math] {\ displaystyle d_ {p} \ rightarrow \ infty} [/ math] (es decir, apunta arbitrariamente lo más lejos que se puede observar), entonces no existe un horizonte de eventos. Si [math] {\ displaystyle d_ {p} \ neq \ infty} [/ math], hay un horizonte presente.
Ejemplos de modelos cosmológicos sin un horizonte de eventos 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 Sitter).
Se realizó un cálculo de las velocidades del evento cosmológico y los horizontes de partículas en un documento sobre el modelo cosmológico FLRW, aproximando el Universo como compuesto de constituyentes que no interactúan, siendo cada uno un fluido perfecto.
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 eventualmente será observable por la partícula, porque los conos de luz hacia adelante de estos eventos se cruzan con la línea mundial de la partícula. Por otro lado, si la partícula se está acelerando, en algunas situaciones los conos de luz de algunos eventos nunca se cruzan con la línea mundial 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 son inobservables.
Una idea errónea sobre los horizontes de eventos, especialmente los horizontes de eventos de 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 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 sin límites (llegando a ser infinita) cuanto más se acerca.
Para 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 un lugar donde parecía estar.
Para el caso de un horizonte percibido por un ocupante de un universo de Sitter, el horizonte siempre parece estar a una distancia fija para un observador no acelerado. Nunca es contactado, incluso por un observador acelerado.
Para el caso del horizonte alrededor de un agujero negro, los observadores estacionarios con respecto a un objeto distante estarán de acuerdo en dónde está el horizonte. Si bien esto parece permitir que un observador bajado hacia el orificio de 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 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 las coordenadas de Schwarzschild), la aceleración adecuada (G -fuerza) experimentado por puntos en 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 (tal vez 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 del fondo 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 momento la cuerda debe romperse. . Además, la ruptura debe ocurrir no en el horizonte de sucesos, sino en un punto donde el segundo observador pueda observarlo.
Los observadores que cruzan el horizonte de eventos de un agujero negro pueden calcular el momento en que lo han cruzado, pero en realidad no verán ni sentirán nada especial en ese momento. En términos de apariencia visual, los observadores que caen en el agujero perciben que la región negra que constituye el horizonte se encuentra a una distancia aparente debajo de ellos, y nunca experimentan cruzar este horizonte visual. Otros objetos que habían entrado en el horizonte a lo largo de la misma trayectoria radial pero en un momento anterior aparecerían debajo del observador pero aún por encima de la posición visual del horizonte, y si hubieran caído lo suficiente, el observador podría intercambiar mensajes con ellos antes de cualquiera fue destruido por la singularidad gravitacional.
El aumento de las fuerzas de marea (y el eventual impacto con la singularidad del agujero) son los únicos efectos localmente notables.
Se cree que la descripción de los horizontes de eventos dada por la relatividad general es incompleta. Cuando las condiciones bajo las cuales ocurren los horizontes de eventos 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 tengan propiedades diferentes de las predichas usando solo la relatividad general.
En la actualidad, se espera que el impacto primario de los efectos cuánticos sea que los horizontes de eventos posean una temperatura y emitan radiación. Para los agujeros negros, esto se manifiesta como la radiación de Hawking, y la cuestión más amplia de cómo el agujero negro posee temperatura es parte del tema de la termodinámica del agujero negro. Para las partículas aceleradas, 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 de agujeros negros, la materia que cae en un agujero negro se quemaría hasta convertirse en nítida por un “cortafuegos” de alta energía en el horizonte de eventos.
El principio de complementariedad proporciona una alternativa, según la cual, en el gráfico del observador lejano, la materia que cae se calienta en el horizonte y vuelve a emitir como radiación de Hawking, mientras que en el gráfico del observador que sigue, la materia continúa intacta a través de la región interna y se destruye. en la singularidad Esta hipótesis no viola el teorema de no clonación ya que hay una sola copia de la información de acuerdo con cualquier observador dado. La complementariedad del agujero negro en realidad es sugerida por las leyes de escala de las cuerdas que se acercan al horizonte de eventos, lo que sugiere que en el gráfico de Schwarzschild se estiran para cubrir el horizonte y se termalizan en una membrana de Planck de longitud gruesa.
Se espera que una descripción completa de los horizontes de eventos requiera, como mínimo, una teoría de la gravedad cuántica. Una de esas teorías candidatas es la teoría M. Otra de estas teorías candidatas es la gravedad cuántica de bucles.
