이벤트 호라이즌

Event horizon

천체물리학에서 사건의 지평선은 사건이 관찰자에게 영향을 미칠 수 없는 경계이다.볼프강 린들러는 1950년대에 [1]이 용어를 만들었다.

1784년, 존 미첼은 빛조차 빠져나갈 수 없을 정도로 무거운 물체 근처에서 중력이 충분히 강할 수 있다고 제안했다.그 당시에는 뉴턴의 중력 이론과 소위 입자의 빛 이론이 지배적이었다.이러한 이론에서, 만약 거대한 물체의 중력 영향의 탈출 속도가 빛의 속도를 초과한다면, 그 안에서 또는 그것으로부터 시작된 빛은 일시적으로 탈출할 수 있지만 돌아올 것이다.1958년 데이비드 핀켈스타인은 일반상대성이론을 사용하여 어떤 종류의 사건도 외부 관찰자에게 영향을 미칠 수 없는 경계로서 국지적 블랙홀 사건의 지평선에 대한 보다 엄격한 정의를 도입하여 정보방화벽 역설로 이어졌으며, 국지적 사건 지평선의 개념과 블랙홀의 개념에 대한 재조사를 장려했다.이후 여러 이론이 개발되었으며, 일부는 사건의 지평선이 있고 일부는 없다.블랙홀을 설명하는 이론의 선도적인 개발자들 중 한 명인 스티븐 호킹은 "중력 붕괴는 겉으로 보이는 지평을 만들어내지만 어떤 사건 지평선도 만들어내지 못한다"며 사건의 지평선 대신 겉으로 보이는 지평선을 사용해야 한다고 제안했다.그는 결국 "사건 지평선의 부재는 빛이 [2][3]무한대로 빠져나갈 수 없는 체제라는 의미에서 블랙홀이 없다는 것을 의미한다"고 결론지었다.

관측자 쪽에서 지평선에 접근하는 물체는 속도가 느려지는 것으로 보이며,[4] 결코 지평선을 완전히 가로지르지 않습니다.중력 적색 이동으로 인해 물체가 [5]관찰자로부터 멀어질수록 이미지는 시간이 지남에 따라 붉어집니다.

팽창하는 우주에서는 팽창 속도가 빛의 속도에 도달하거나 심지어 초과하기 때문에 신호가 일부 영역으로 전달되지 않습니다.우주 사건의 지평선은 의 속도로 이동하는 중력파를 포함한 모든 종류의 신호에 영향을 미치기 때문에 실제 사건의 지평선이다.

좀 더 구체적인 지평선 유형으로는 블랙홀 주변에서 볼 수 있는 관련이 있지만 뚜렷한 절대 지평선 및 외관 지평선이 있습니다.다른 구별되는 유형은 다음과 같습니다.

우주 사건의 지평선

우주론에서 관측 가능한 우주의 사건 지평선은 현재 방출된 빛이 미래에 관찰자에게 도달할 수 있는 가장 큰 결합 거리입니다.이것은 과거에 방출된 빛이 주어진 시간에 관찰자에게 도달할 수 있는 가장 큰 결합 거리를 나타내는 입자 지평선의 개념과는 다릅니다.그 거리 너머에서 일어나는 사건들에 대해, 빛이 우주가 시작된 시점에 방출되었다 하더라도, 우리의 위치에 도달할 충분한 시간이 없었다.시간에 따른 입자 지평선의 진화는 우주의 팽창 성질에 달려 있다.만약 그 팽창이 특정한 특징을 가지고 있다면, 관측자가 그 지역에서 빛이 오기를 얼마나 오래 기다려도 우주의 일부분은 결코 관측할 수 없을 것이다.사건이 관측될 수 없는 경계는 사건 지평선이며, 입자 지평선의 최대 범위를 나타냅니다.

우주의 입자 지평선이 존재하는지 여부를 판단하는 기준은 다음과 같습니다.결합 거리p d를 다음과 같이 정의합니다.

이 방정식에서 a스케일 팩터, c는 빛의 속도, t0 우주의 나이입니다.d δ(즉, 관찰할 수 있는 범위 내에서 임의로 떨어진 지점)인p 경우, 사건 지평선은 존재하지 않는다.dp , 、 지평선이 존재합니다.

사건의 지평선이 없는 우주론 모델의 예로는 물질이나 방사선이 지배하는 우주가 있다.사건의 지평선을 가진 우주론 모델의 예로는 우주 상수(de Sitter 우주)가 지배하는 우주가 있다.

우주론적 사건과 입자 지평선의 속도에 대한 계산이 FLRW 우주론 모델에 대한 논문에서 제공되었으며, 각각의 것이 완벽[6][7]유체인 비 상호작용 성분으로 구성된 우주와 근접했습니다.

가속 입자의 겉보기 수평

시공간 다이어그램균일하게 가속된 입자 P와 입자의 겉보기 수평선 밖에 있는 이벤트 E를 보여줍니다.이벤트의 전방 광원추는 입자의 세계선과 절대 교차하지 않습니다.

만약 입자가 중력장이 없는 팽창하지 않는 우주에서 일정한 속도로 움직이고 있다면, 그 우주에서 일어나는 어떤 사건도 결국 입자에 의해 관찰될 수 있을 것입니다. 왜냐하면 이러한 사건에서 나오는 전방 광원뿔이 입자의 세계선과 교차하기 때문입니다.한편, 입자가 가속하고 있는 경우, 일부 이벤트의 광원뿔이 입자의 세계선과 교차하지 않는 경우가 있습니다.이러한 조건 하에서 입자의 (가속) 기준 프레임에 명백한 지평선이 존재하며, 이 범위를 넘어서는 사건은 관찰할 수 없는 경계를 나타낸다.

예를 들어, 이것은 균일하게 가속되는 입자에서 발생합니다.이 상황에 대한 시공간 다이어그램은 오른쪽 그림에 나와 있습니다.입자가 가속함에 따라 원래 기준 프레임에 대한 빛의 속도에 근접하지만 도달하지는 않습니다.시공간 다이어그램에서 그 경로는 쌍곡선으로 점근적으로 45도 선(광선의 경로)에 접근합니다.광원추의 가장자리가 이 점근점이거나 이 점근점보다 더 멀리 있는 사건은 가속 입자에 의해 절대 관찰될 수 없습니다.입자의 기준 프레임에는 어떤 신호도 빠져나갈 수 없는 경계(외관상의 수평선)가 있습니다.이 경계까지의 거리는 c / c로 지정됩니다.a는 입자의 일정한 적절한 가속도입니다.

이러한 유형의 상황의 근사치는 실제[citation needed] 세계(를 들어 입자 가속기)에서 발생할 수 있지만, 진정한 사건의 지평선은 절대 존재하지 않는다. 이는 입자가 무한히 가속되어야 하기 때문이다(임의적으로 많은 양의 에너지와 임의적으로 큰 장치를 필요로 한다).

우주의 지평선과의 상호작용

빈 공간에서 균일하게 가속하는 관찰자에 의해 인식되는 수평선의 경우, 지평선은 주변이 어떻게 움직이든 관찰자로부터 일정한 거리를 유지하는 것처럼 보인다.관측자의 가속도를 변경하면 선택한 가속 함수에 따라 지평선이 시간에 따라 이동하는 것처럼 보이거나 이벤트 지평선이 존재하지 않을 수 있습니다.관찰자는 지평선에 닿지도 않고 보이는 곳을 지나지도 않는다.

드 시터 우주의 거주자가 인식하는 수평선의 경우, 수평선은 가속하지 않는 관찰자에게 항상 고정된 거리에 있는 것처럼 보입니다.가속하는 관찰자조차 접촉하지 않습니다.

블랙홀의 사건 지평선

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블랙홀에서 멀리 떨어진 입자는 어떤 방향으로든 움직일 수 있다.그것은 빛의 속도에 의해서만 제한된다.
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블랙홀에 가까워지면 시공간이 변형되기 시작합니다.일부 편리한 좌표계에서는 [Note 1]멀어지는 경로보다 블랙홀을 향해 가는 경로가 더 많습니다.
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사건의 지평선 안에서 미래의 모든 시간 경로는 입자를 블랙홀의 중심에 더 가깝게 만듭니다.입자가 이동하는 방향에 관계없이 입자가 빠져나가는 것은 더 이상 불가능합니다.

사건의 지평선에 대한 가장 잘 알려진 예 중 하나는 블랙홀에 대한 일반 상대성 이론의 설명에서 유래한 것인데, 블랙홀은 매우 밀도가 높아서 근처의 어떤 물질이나 복사도 중력장을 벗어날 수 없다.종종 이것은 블랙홀의 탈출 속도가 빛의 속도보다 더 큰 경계로 묘사됩니다.그러나 보다 자세한 설명은 이 지평선 내에서 모든 과 같은 경로(빛이 통과할 수 있는 경로)(따라서 지평선 내의 입자의 전방 광원추에 있는 모든 경로)가 구멍으로 더 멀리 떨어지도록 뒤틀려 있다는 것입니다.일단 입자가 지평선 안쪽으로 들어오면, 구멍 안으로 이동하는 것은 입자가 어느 방향으로 이동하든 시간적으로 전진하는 것만큼 불가피하며,[9][10][11][12] 사용된 시공간 좌표계에 따라 그렇게 하는 것과 동등하다고 생각할 수 있습니다.

슈바르츠실트 반지름의 표면은 회전하지 않는 물체의 사건 지평선 역할을 하며, 이는 회전하는 블랙홀이 약간 다르게 작용하지만,물체의 슈바르츠실트 반경은 질량에 비례한다.이론적으로, 어떤 물질의 양이든 대응하는 슈바르츠실트 반지름 내에 있는 공간에 압축되면 블랙홀이 됩니다.태양의 질량의 경우, 이 반지름은 약 3킬로미터(1.9마일)이고, 지구의 경우 약 9밀리미터(0.35인치)그러나 실제로는 지구와 태양 모두 전자와 중성자 퇴행성 압력을 극복하는 필요한 질량(따라서 필요한 중력)을 가지고 있지 않다.이 이러한 압력을 넘어 붕괴하는 데 필요한 최소 질량은 톨만-오펜하이머-볼코프 한계이며, 이는 대략 태양 질량의 3배이다.

기본적인 중력 붕괴 모델에 [13]따르면 블랙홀의 특이점 이전에 사건의 지평선이 형성됩니다.만약 은하수의 모든 별들이 서로 비례하는 거리를 유지하면서 은하 중심을 향해 점차 모이게 된다면,[3] 그들은 충돌하기 훨씬 전에 모두 슈바르츠실트 반지름 안에 들어가게 될 것입니다.먼 미래의 붕괴까지, 사건의 지평선에 둘러싸인 은하의 관측자들은 정상적으로 삶을 영위할 것이다.

블랙홀 사건의 지평선은 널리 오해를 받고 있다.비록 잘못되었지만, 일반적인 것은 블랙홀이 다른 어떤 중력 유인체보다 소비할 물질을 찾을 능력이 없는 이웃에 있는 물질을 "진공"으로 만든다는 개념이다.우주의 모든 질량과 마찬가지로, 물질은 포획 또는 다른 질량과 결합할 수 있는 가능성을 위해 중력 범위 내에 있어야 합니다.물질이 블랙홀에 떨어지는 것을 관찰할 수 있다는 생각은 마찬가지로 일반적이다.이건 불가능해.천문학자들은 물질이 블랙홀 주변에서 마찰이 감지될 수 있는 고에너지 방사선을 생성하는 속도로 움직이는 강착 원반만을 감지할 수 있다(비슷하게, 이러한 강착 원반에서 나온 일부 물질은 블랙홀의 스핀 축을 따라 밀려나며, 이러한 기류가 내부와 같은 물질과 상호작용할 때 가시적인 제트를 생성함).텔라 가스 또는 텔라 가스가 지구를 직접 겨냥하는 경우)게다가 멀리 있는 관찰자는 실제로 어떤 것이 수평선에 도달하는 것을 결코 보지 못할 것이다.대신, 그 물체가 구멍에 접근하는 동안, 그 물체가 방출하는 빛은 점점 더 천천히 이동하는 것처럼 보일 것입니다.

위상적으로, 사건 지평선은 인과 구조에서 미래의 등각 시간적 무한대의 과거 늘 콘으로 정의된다.

블랙홀 사건의 지평선은 본질적으로[clarification needed] 텔레폴로지적인 것으로, 이것은 우리가 지평선의 현재 위치를 결정하기 위해 우주의 미래 시공간을 알아야 한다는 것을 의미하는데, 이것은 근본적으로 불가능하다.사건의 지평선 경계의 순수 이론적인 특성 때문에, 이동 물체는 반드시 이상한 효과를 경험하지 않고, 사실, 한정된 양의 적절한 [14]시간 내에 계산 경계를 통과한다.

블랙홀 지평선과의 상호작용

이벤트 지평선, 특히 블랙홀 이벤트 지평선에 관한 오해는 그것들이 접근하는 물체를 파괴하는 불변의 표면을 나타낸다는 것이다.실제로, 모든 사건의 지평선은 관찰자로부터 어느 정도 떨어져 있는 것으로 보이며, 사건의 지평선을 향해 보내진 물체는 보내는 관찰자의 관점에서 결코 그것을 교차하는 것으로 보이지 않는다(지평선을 가로지르는 사건의 광원뿔이 관찰자의 세계선과 교차하지 않기 때문이다).관측자에 대해 수평선 근처의 물체를 정지 상태로 유지하려면 크기가 무한대로 증가하는 힘을 더 가까이 가해야 합니다.

블랙홀 주위의 지평선의 경우, 멀리 있는 물체에 대해 정지해 있는 관측자들은 지평선이 어디에 있는지에 대해 모두 동의할 것입니다.이렇게 하면 밧줄(또는 막대)을 타고 구멍 쪽으로 내려간 관찰자가 지평선에 닿을 수 있는 것처럼 보이지만 실제로는 그럴 수 없습니다.밧줄의 수평선에 대한 적절한 거리는 finite,[15]은 길이는 유한할 것이다, 하지만 만약 로프 천천히(그 밧줄에 약에 슈바르츠실트 좌표에 있)이 낮춰진다면, 적절한 가속도(관성력)밧줄에 더 가까운지와 수평선에 더 가까이 접근할 것 점 infin에 의해 경험하다.무효그래서 밧줄이 끊어질 것이다.만약 밧줄이 빠르게 내려진다면(아마도 자유낙하 시에도), 실제로 밧줄 하단에 있는 관찰자는 사건의 지평선에 닿거나 심지어 횡단할 수 있다.그러나 일단 이 일이 일어나면, 밧줄이 팽팽하게 당겨지면, 밧줄을 따라가는 힘은 그들이 사건의 지평선에 접근할 때 묶이지 않고 증가하기 때문에, 밧줄의 바닥을 사건의 지평선 밖으로 다시 끌어내는 것은 불가능하다. 그리고 어느 시점에서 밧줄이 끊어져야 한다.또한 중단은 사건의 지평선이 아니라 두 번째 관측자가 관측할 수 있는 지점에서 발생해야 한다.

가능한 겉보기 지평선이 사건의 지평선 안쪽에 있거나 전혀 없다고 가정할 때, 블랙홀 사건의 지평선을 가로지르는 관측자들은 실제로 그 순간에 특별한 일이 일어나는 것을 보거나 느끼지 못할 것이다.시각적 외관상, 구멍에 빠진 관찰자들은 최종적으로 겉으로 보이는 [16]수평선을 특이점을 둘러싼 검은 투과성 영역으로 인식한다.같은 반경 경로를 따라 지평선 영역에 진입한 다른 물체는 겉보기 지평선 안에 입력되지 않는 한 관찰자 아래에 나타나 메시지를 교환할 수 있습니다.증가하는 조력 또한 블랙홀 질량의 함수로서 국지적으로 눈에 띄는 효과입니다.사실적인 항성 블랙홀에서는 일찌감치 스파게티화가 일어나는데, 즉 조석력은 사건의 지평선 훨씬 전에 물질을 찢어버립니다.그러나 은하 중심에서 발견되는 초거대 블랙홀에서는 이벤트 지평선 안에서 스파게티화가 발생합니다.인류 우주인은 약 10,000 태양 질량[17]블랙홀에서만 사건의 지평선을 통해 추락에서 살아남을 것이다.

일반상대성이론을 넘어서

우주 사건의 지평선은 일반적으로 실제 사건의 지평선으로 받아들여지는 반면, 일반 상대성이론에 의해 주어진 국소 블랙홀 사건의 지평선에 대한 설명은 불완전하고 논란의 [2][3]여지가 있는 것으로 밝혀졌다.국지적 사건의 지평선이 일어나는 조건들이 상대성과 양자역학을 모두 포함하는 우주의 작동 방식에 대한 보다 포괄적인 그림을 사용하여 모델링될 때, 국지적 사건의 지평선은 일반 상대성 이론만을 사용하여 예측된 것과는 다른 특성을 가질 것으로 예상된다.

현재, 호킹의 방사선 메커니즘에 따르면 양자 효과의 주된 영향은 사건의 지평선이 온도를 가지고 방사선을 방출하는 것이라고 예상되고 있다.블랙홀의 경우, 이것은 호킹 복사로 나타나며, 블랙홀이 어떻게 온도를 가지고 있는지에 대한 더 큰 문제는 블랙홀 열역학 주제 중 일부이다.가속하는 입자의 경우, 이는 언루 효과로 나타나며, 이는 입자의 주변 공간이 물질과 방사선으로 채워진 것처럼 보이게 합니다.

논란이 되고 있는 블랙홀 방화벽 가설에 따르면, 블랙홀로 떨어지는 물질은 사건의 지평선에서 높은 에너지 "방화벽"에 의해 바삭바삭하게 태워질 것이다.

다른 방법은 상보성 원리에 의해 제공되며, 이에 따라 원점 관찰자의 차트에서는 유입 물질이 지평선에서 열화되어 호킹 방사선으로 재방출되는 반면, 유입 관찰자의 차트에서는 내부 영역을 방해받지 않고 계속하여 특이점에서 파괴된다.주어진 관찰자에 따르면 정보의 단일 복사본이 존재하기 때문에 이 가설은 복제 금지 정리에 위배되지 않는다.블랙홀 상호보완성은 사건의 지평선에 접근하는 문자열의 스케일링 법칙에 의해 실제로 제시되며, 슈바르츠실트 차트에서 그것들이 지평선을 덮기 위해 뻗어 플랑크 길이 두께의 막으로 열화된다는 것을 암시합니다.

중력에 의해 생성된 국지적 사건 지평선에 대한 완전한 설명은 최소한 양자 중력의 이론을 필요로 할 것으로 예상된다.그러한 후보 이론 중 하나가 M 이론이다.또 다른 후보 이론은 루프 양자 중력이다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 가능한 경로 집합, 또는 가능한 모든 세계선을 포함하는 미래 광원추(이 다이어그램에서는 노란색/파란색 그리드로 표시됨)는 에딩턴-핀켈슈타인 좌표(에딩턴-핀켈슈타인 좌표 다이어그램의 "만화" 버전)에서 이러한 방식으로 기울어지지만, 다른 좌표에서는 광원추는 다음과 같다.예를 들어, 슈바르츠실트 좌표에서는 사건 지평선에 가까워질 때 기울지 않고 단순히 좁혀지고, Kruskal-Szekeres 좌표에서는 광원뿔이 모양이나 방향을 전혀 바꾸지[8] 않는다.

레퍼런스

  1. ^ Rindler, Wolfgang (1956-12-01). [Also reprinted in General Relativity and Gravitation, 34, 133–153 (2002), doi: 10.1023/A:1015347106729]. "Visual Horizons in World Models". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 116 (6): 662–677. doi:10.1093/mnras/116.6.662. ISSN 0035-8711.
  2. ^ a b Hawking, Stephen W. (2014). "Information Preservation and Weather Forecasting for Black Holes". arXiv:1401.5761v1 [hep-th].
  3. ^ a b c Curiel, Erik (2019). "The many definitions of a black hole". Nature Astronomy. 3: 27–34. arXiv:1808.01507. Bibcode:2019NatAs...3...27C. doi:10.1038/s41550-018-0602-1. S2CID 119080734.
  4. ^ Chaisson, Eric J. (1990). Relatively Speaking: Relativity, Black Holes, and the Fate of the Universe. W. W. Norton & Company. p. 213. ISBN 978-0393306750.
  5. ^ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, G. Mark (2014). The Cosmic Perspective. Pearson Education. p. 156. ISBN 978-0-134-05906-8.
  6. ^ Margalef-Bentabol, Berta; Margalef-Bentabol, Juan; Cepa, Jordi (21 December 2012). "Evolution of the cosmological horizons in a concordance universe". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (12): 035. arXiv:1302.1609. Bibcode:2012JCAP...12..035M. doi:10.1088/1475-7516/2012/12/035. S2CID 119704554. Archived from the original on 8 December 2019. Retrieved 3 December 2013.
  7. ^ Margalef-Bentabol, Berta; Margalef-Bentabol, Juan; Cepa, Jordi (8 February 2013). "Evolution of the cosmological horizons in a universe with countably infinitely many state equations". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 015. 2013 (2): 015. arXiv:1302.2186. Bibcode:2013JCAP...02..015M. doi:10.1088/1475-7516/2013/02/015. S2CID 119614479. Archived from the original on 8 December 2019. Retrieved 3 December 2013.
  8. ^ Misner, Charles W.; Thorne, Kip S.; Wheeler, John (1973). Gravitation. W. H. Freeman and Company. p. 848. ISBN 978-0-7167-0344-0.
  9. ^ Hawking, Stephen W.; Ellis, G.F.R. (1975). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press.[페이지 필요]
  10. ^ 미스너, Thorne & Wheeler 1973 페이지 848
  11. ^ Wald, Robert M. (1984). General Relativity. Chicago: University of Chicago Press. ISBN 978-0-2268-7033-5.[페이지 필요]
  12. ^ Peacock, John A. (1999). Cosmological Physics. Cambridge University Press. doi:10.1017/CBO9780511804533. ISBN 978-0-511-80453-3.[페이지 필요]
  13. ^ Penrose, Roger (1965). "Gravitational collapse and space-time singularities". Physical Review Letters. 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.
  14. ^ Joshi, Pankaj; Narayan, Ramesh (2016). "Black Hole Paradoxes". Journal of Physics: Conference Series. 759 (1): 12–60. arXiv:1402.3055. Bibcode:2016JPhCS.759a2060J. doi:10.1088/1742-6596/759/1/012060. S2CID 118592546.
  15. ^ 미스너, Thorne & Wheeler 1973, 페이지 824.
  16. ^ Hamilton, Andrew J. S. "Journey into a Schwarzschild black hole". jila.colorado.edu. Archived from the original on 3 September 2019. Retrieved 28 June 2020.
  17. ^ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony N. (2006). "11. Schwarzschild black holes". General Relativity: An introduction for physicists. Cambridge University Press. p. 265. ISBN 978-0-521-82951-9. Archived from the original on 2019-03-31. Retrieved 2018-01-26.

추가 정보