event horizon

In 1784, John Michell proposed that in the vicinity of compact massive objects, gravity can be strong enough that even light cannot escape. At that time, the Newtonian theory of gravitation and the so - called corpuscular theory of light were dominant. In these theories, if the escape velocity of an object exceeds the speed of light, then light originating inside or from it can escape temporarily but will return. In 1958, David Finkelstein used General Relativity to introduce a stricter definition of a local black hole event horizon as a boundary beyond which events of any kind cannot affect an outside observer. This led to information and firewall paradoxes, which encouraged the re - examination of the concept of local event horizons and the notion of black holes. Several theories were subsequently developed, some with, and some without, event horizons. Stephen Hawking, who was one of the leading developers of theories to describe black holes, suggested that an apparent horizon should be used instead of an event horizon, saying "gravitational collapse produces apparent horizons but no event horizons". He eventually concluded that "the absence of event horizons means that there are no black holes – in the sense of regimes from which light can't escape to infinity. " This does not mean denying the existence of black holes, it merely expresses distrust towards the conventional strict definition of event horizon. [citation needed]
Any object that approaches the horizon from the observer's side appears to slow down and never quite crosses the horizon. Due to gravitational redshift, its image reddens over time as the object moves away from the observer.
In an expanding universe the speed of expansion reaches and even exceeds the speed of light, which prevents signals from travelling to some regions. A cosmic event horizon is a real event horizon because it affects all kinds of signals, including gravitational waves which travel at the speed of light.
More specific types of horizon include the related but distinct absolute and apparent horizons found around a black hole. Other distinct types include the Cauchy and Killing horizons; the photon spheres and ergospheres of the Kerr solution; particle and cosmological horizons relevant to cosmology; and isolated and dynamical horizons important in current black hole research
نقطه ی بدون بازگشت، مرز یک منطقه از فضا زمان که پس از ورود به آن، نمیتوان از آن خارج شد.
در اخترفیزیک، افق رویداد ( به انگلیسی: Event Horizon ) ، مرزی است که فراتر از آن، رویدادها قادر به اثرگذاری برروی ناظر نیستند. این اصطلاح را ولفگانگ ریدلر ابداع نمود.
در ۱۷۸۴، جان میچل پیشنهاد نمود که در مجاورت با اشیاء فشرده سنگین، گرانش ممکن است به حدی قوی باشد که حتی نور هم قادر به فرار کردن از آن نباشد. در آن زمان، نظریه گرانش نیوتونی و نظریه ذره ای نور غالب بودند. در این نظریات، اگر سرعت فرار شیء از سرعت نور عبور کند، آنگاه نوری که از درون آن نشأت می گیرد، ممکن است موقتاً فرار کند، اما در نهایت مجبور به بازگشت خواهد بود. در ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتاین از نسبیت عام بهره جست تا تعریفی سخت گیرانه تر از افق رویداد یک سیاه چاله موضعی ارائه نماید، بدین صورت که در این نوع سیاه چاله ها، افق رویداد مرزی است که فراتر از آن رویدادها قادر به هیچ نوع اثرگذاری روی ناظر بیرونی نخواهند بود. این تعریف منجر به تناقضات اطلاعاتی و دیوار آتشین شد، که به ارزیابی مجدد مفهوم افق های رویداد موضعی و سیاه چاله ها انجامید. سپس، نظریات گوناگونی توسعه یافتند که برخی شان افق رویداد داشتند درحالی که بقیه فاقد آن بودند. استیون هاوکینگ، که یکی از توسعه دهندگان پیشرو در ارتباط با نظریات توصیف گر سیاه چاله ها بود، پیشنهاد کرد که باید به جای افق رویداد، مفهوم �افق ظاهری� به کار برده شود، او می گفت که �فروپاشی گرانشی، منجر به تولید افق ظاهری می شود، نه افق رویداد�. در نهایت نتیجه گرفت که �در این طرز تفکر که سیاهچاله به معنای عدم توانایی نور در فرار به بی نهایت است، عدم وجود افق های رویداد، به این معنا خواهد بود که هیچ سیاه چاله ای به وجود نمی آید. � قصد او انکار وجود سیاه چاله ها نبود، بلکه صرفاً می خواست بی اعتمادیش را نسبت به تعریف سخت گیرانه مذکور از افق رویداد را بیان نماید.
هر شیء که به افق نزدیک شود، از دید سمت ناظر، در حال کم کردن سرعت به نظر آمده و هیچ گاه به طور کامل از افق رویداد عبور نمی کند. به علت انتقال به سرخ گرانشی، تصویر شیء با دورتر شدن از ناظر، در طول زمان سرخ تر می شود.
در یک جهان در حال انبساط، سرعت انبساط به سرعت نور رسیده و حتی از آن فراتر می رود، که از خروج سیگنال های برخی مناطق جلوگیری می کند. افق رویداد کیهانی، یک افق رویداد واقعی است، چرا که برروی تمام انواع سیگنال ها ازجمله موج گرانشی که با سرعت نور طی مسیر می کند نیز اثرگذار است.
انواع خاص تری از افق، شامل افق های ظاهری و مطلق است که با وجود مرتبط بودن، متمایز بوده و در اطراف سیاه چاله قرار دارند. انواع افق های متمایز دیگری نیز وجود دارند که این موارد را شامل می گردند: افق های کوشی و کیلینگ است؛ کره فوتونی و کارکره ی راه حل کر؛ افق های ذره ای و کیهانی مرتبط با کیهان شناسی؛ و افق های ایزوله و دینامیکی که در تحقیقات جاری روی سیاه چاله ها حائز اهمیت اند.
افق رویداد کیهانی
در کیهان شناسی، افق رویداد جهان مشاهده پذیر، بزرگترین فاصله هم - حرکتی است که نور منتشر شده کنونی از آن فاصله قادر است در آینده به ناظر برسد. این با مفهوم افق ذره متفاوت است، که نمایانگر بیشترین فاصله ای است که از آن فاصله، نوری که در گذشته منتشر شده، قادر است به ناظر در زمان مورد نظر برسد. برای رویدادهایی که فراتر از این فاصله رخ می دهند، نور زمان کافی برای رسیدن به مکان ما را نداشته، حتی اگر در آغاز شروع جهان منتشر شده باشد. تکامل افق ذره برحسب زمان، بسته به ماهیت انبساط جهان دارد. اگر انبساط مشخصه های ویژه ای داشته باشد، بخش هایی از جهان هیچ وقت مشاهده پذیر نخواهد بود، فرقی نمی کند که ناظر چقدر منتظر ورود نور از آن نواحی باشد. مرزی که رویدادها فراتر از آن قابل مشاهده نباشند را افق رویداد گفته، و نمایانگر حداکثر گسترهٔ افق ذره ایست.
محکی برای تعیین یک افق ذره ای برای جهان وجود دارد به این صورت:
فاصله هم - حرکتی {\displaystyle d_{p}}{\displaystyle d_{p}} به صورت زیر تعریف می شود:
{\displaystyle d_{p}=\int _{0}^{t_{0}}{\frac {c}{a ( t ) }}\, dt. }{\displaystyle d_{p}=\int _{0}^{t_{0}}{\frac {c}{a ( t ) }}\, dt. }
در این معادله، a فاکتور مقیاس، c سرعت نور، و {\displaystyle t_{0}}t_{0} سن جهان است. اگر {\displaystyle d_{p}\rightarrow \infty }{\displaystyle d_{p}\rightarrow \infty } ( یعنی، نقاط دلخواه در دورترین فواصل قابل رؤیت ) ، آنگاه هیچ افق رویدادی وجود نخواهد داشت. اگر {\displaystyle d_{p}\neq \infty }{\displaystyle d_{p}\neq \infty }، آنگاه افقی وجود خواهد داشت.
مثال هایی از مدل های کیهانی بدون افق رویداد، جهان هایی اند که ماده یا تشعشع برآن ها قلبه یافته باشد. به عنوان مثالی از مدل کیهان که دارای افق رویداد باشد، جهانی است که ثابت کیهانی بر آن چیره شده باشد ( یک جهان دو سیتری ) .
محاسبه ای برای سرعت های رویداد کیهانی و افق های ذره ای، در مقاله مدل کیهانی FLRW، ارائه شده که در آن جهان را به صورت مجموعه ای از اجزاء غیر - برهمکنش کننده تخمین زده اند، که هر کدام از این اجزاء به صورت یک سیال بی عیب و نقص فرض شده.