事象の地平線

天体物理学において、事象の地平線とは、それを超えると事象が観測者に影響を与えない境界のことである。この用語は1950年代にヴォルフガング・リンドラーによって造られた。 ^[1]

1784年、ジョン・ミッシェルは、質量の大きいコンパクトな物体の近くでは、重力が光でさえ逃れられないほど強くなる可能性があると提唱した。 ^[2]当時は、ニュートンの万有引力理論といわゆる光の粒子理論が支配的だった。これらの理論では、質量の大きい物体の重力の影響の脱出速度が光速を超えると、その物体の内部または物体から発生した光は一時的に脱出できるが、戻ってくる。1958年、デイビッド・フィンケルシュタインは一般相対性理論を用いて、局所ブラックホールの事象の地平線のより厳密な定義を導入した。これは、それを超えるといかなる種類の事象も外部の観測者に影響を与えることができない境界であり、情報パラドックスとファイアウォールパラドックスにつながり、局所事象の地平線の概念とブラックホールの概念の再検討を促した。その後、事象の地平線を伴う理論と伴わない理論がいくつか開発された。ブラックホールを説明する理論の先駆者の一人であるスティーブン・ホーキングは、 「重力崩壊は見かけの地平線を生み出すが、事象の地平線は生み出さない」と述べ、事象の地平線の代わりに見かけの地平線を使うべきだと示唆した。彼は最終的に、「事象の地平線が存在しないということは、光が無限に逃げることができない領域という意味でのブラックホールが存在しないことを意味する」と結論付けた。^{[3] [4]}

観測者側から地平線に近づいてくる物体は、地平線を越​​えることなく減速するように見える。^[5]重力赤方偏移により、物体が地平線に近づくにつれて、その画像は時間の経過とともに赤くなる。^[6]

膨張する宇宙では、膨張の速度が光速に達し、場合によっては光速を超えるため、信号が一部の領域に伝わらないことがあります。宇宙の事象の地平線は、光速で伝わる 重力波を含むあらゆる種類の信号に影響を及ぼすため、実際の事象の地平線です。

より具体的な地平線の種類としては、ブラックホールの周囲に見られる、 関連しているが異なる絶対地平線と見かけの地平線があります。その他の異なる種類には、次のものがあります。

• コーシー地平とキリング地平。
• カー解の光子球とエルゴ球。
• 宇宙論に関連する粒子と宇宙の地平。
• 現在のブラックホール研究において重要な、孤立した地平線と動的な地平線。

宇宙論では、観測可能な宇宙の事象の地平線とは、現在放射されている光が将来観測者に到達できる最大の共動距離のことである。これは、過去に放射された光が特定の時間に観測者に到達できる最大の共動距離を表す粒子の地平線の概念とは異なる。その距離を超えて発生する事象については、たとえ宇宙が始まった時に放射されたとしても、光が私たちの場所に到達するのに十分な時間がなかったことになる。時間とともに粒子の地平線がどのように変化するかは、宇宙の膨張の性質に依存する。膨張に特定の特徴がある場合、観測者がそれらの領域からの光が到着するのをどれだけ長く待っても、宇宙の一部は決して観測できない。事象がそれを超えて観測されることのない境界が事象の地平線であり、粒子の地平線の最大範囲を表す。

宇宙に粒子地平が存在するかどうかを判断する基準は次のとおりです。共動距離d _pを次のように 定義します。

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

この式では、aはスケール係数、cは光の速度、t _{0 は}宇宙の年齢です。d p → ∞ (つまり、観測できる限り遠くを指す) の場合、 事象の地平線は存在しません。d _p ≠ ∞_の場合、地平線が存在します。

事象の地平線のない宇宙モデルの例としては、物質または放射線が支配的な宇宙が挙げられます。事象の地平線のある宇宙モデルの例としては、宇宙定数が支配的な宇宙（ド・ジッター宇宙）が挙げられます。

宇宙事象と粒子地平線の速度の計算は、 FLRW宇宙論モデルに関する論文で示されており、宇宙は相互作用しない構成要素で構成され、それぞれが完全な流体であると近似している。^{[7] [8]}

重力場のない非膨張宇宙で粒子が一定速度で動いている場合、その宇宙で発生するあらゆるイベントは、これらのイベントからの前方光円錐が粒子の世界線と交差するため、最終的には粒子によって観測可能になります。一方、粒子が加速している場合、状況によっては、一部のイベントからの光円錐が粒子の世界線と決して交差しません。これらの条件下では、粒子の（加速している）基準フレームに見かけの地平線が存在し、それを超えるとイベントが観測できなくなる境界を表します。

たとえば、これは均一に加速される粒子で発生します。この状況の時空図を右の図に示します。粒子が加速するにつれて、元の基準フレームに対して光速に近づきますが、光速に到達することはありません。時空図では、その経路は双曲線 で、 45度の線 (光線の経路)に漸近します。光円錐の端がこの漸近線であるか、この漸近線よりも遠いイベントは、加速する粒子によって観測されることはありません。粒子の基準フレームでは、その背後に信号が逃げることができない境界 (見かけの地平線) があります。この境界までの距離は で与えられ、a は粒子の 定数の固有加速度です。${\displaystyle c^{2}/a}$

現実の世界では、この種の状況の近似値（例えば、粒子加速器）が発生する可能性があるが^、真の事象^の地平線は存在しない。これは、粒子を無限に加速する必要があるためである（任意の量のエネルギーと任意の大きさの装置が必要）。

何もない空間で均一に加速する観測者が地平線を知覚する場合、周囲がどのように動いても、地平線は観測者から一定の距離に留まっているように見えます。観測者の加速度を変化させると、選択された加速関数に応じて、地平線が時間の経過とともに動いているように見えたり、事象の地平線が存在しなくなったりする場合があります。観測者は地平線に触れることはなく、地平線があるように見えた場所を通過することもありません。

ド・ジッター宇宙の居住者が知覚する地平線の場合、加速していない観測者にとって地平線は常に一定の距離にあるように見えます。加速している観測者であっても、地平線に触れることはありません。

事象の地平線の最もよく知られた例の 1 つは、一般相対性理論によるブラックホールの説明に由来する。ブラックホールは密度が非常に高く、近くの物質や放射線は重力場から逃れることができない天体である。多くの場合、これはブラックホールの脱出速度が光速を超える境界として説明される。しかし、より詳細な説明は、この地平線内では、すべての光のような経路 (光がたどることができる経路) (したがって、地平線内の粒子の前方光円錐内のすべての経路) が、穴の奥深くに落ちるように歪んでいるというものである。粒子が地平線内に入ると、粒子がどの方向に移動しているかに関係なく、穴に入ることは時間的に前進することと同じくらい避けられず、使用される時空座標系に応じて、穴に入ることと同等であると考えることができる。^{[10] [9] [11] [12]}

シュバルツシルト半径の表面は、この半径内に収まる非回転物体における事象の地平線として機能します (ただし、回転するブラックホールは若干異なる動作をします)。 物体のシュバルツシルト半径は、その質量に比例します。 理論的には、あらゆる量の物質は、対応するシュバルツシルト半径内に収まる空間に圧縮されるとブラックホールになります。 太陽の質量の場合、この半径は約 3 キロメートル (1.9 マイル) です。地球の場合は約 9 ミリメートル (0.35 インチ) です。 ただし、実際には、地球も太陽も、電子と中性子の縮退圧力を克服するために必要な質量 (したがって、必要な重力) を持っていません。 恒星がこれらの圧力を超えて崩壊するために必要な最小質量は、トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界であり、これは約 3 太陽質量です。

基本的な重力崩壊モデルによれば、^[13]ブラックホールの特異点の前に事象の地平線が形成される。銀河系のすべての星が、互いに比例した距離を保ちながら徐々に銀河中心に向かって集まると、衝突を余儀なくされるずっと前に、それらの星はすべて共同シュワルツシルト半径内に収まるだろう。^[4]遠い未来の崩壊まで、事象の地平線に囲まれた銀河の観測者は、通常通りの生活を続けるだろう。

ブラックホールの事象の地平線は、広く誤解されています。ブラックホールは、その近傍の物質を「吸い上げる」という考えは、誤りではありますが一般的です。実際、ブラックホールは、他の重力アトラクターと同様に、消費する物質を探し出す能力はありません。宇宙のあらゆる質量と同様に、他の質量と捕獲または統合される可能性が存在するためには、物質がブラックホールの重力範囲内に入らなければなりません。同様に一般的なのは、物質がブラックホールに落ち込むのを観察できるという考えです。これは不可能です。天文学者は、ブラックホールの周囲の降着円盤のみを検出できます。降着円盤では、物質が非常に速い速度で移動し、摩擦によって高エネルギーの放射線が生成され、それが検出されます (同様に、これらの降着円盤からの物質の一部は、ブラックホールの回転軸に沿って押し出され、これらの流れが星間ガスなどの物質と相互作用したり、地球に直接向けられたりすると、目に見えるジェットが発生します)。さらに、遠くにいる観測者は、実際に何かが地平線に到達するのを見ることはありません。代わりに、穴に近づくにつれて、物体はますますゆっくりと移動するように見え、放出される光はますます赤方偏移します。

位相幾何学的には、事象の地平線は因果構造から、未来の共形時間的無限の過去のヌル円錐として定義される。ブラックホールの事象の地平線は本質的に目的論的であり、つまり未来の原因によって決定される。^{[14] [15] [16]}より正確には、事象の地平線の存在を判断するには、宇宙の全歴史と無限の未来までを知る必要があるが、これは準局所的な観測者には不可能である（原理的にも不可能である）。^{[17] [18]}言い換えれば、事象の地平線が存在するかどうかという疑問に答える、有限サイズの時空領域内および有限の時間間隔内で実行できる実験や測定は存在しない。事象の地平線の純粋に理論的な性質のため、移動する物体は必ずしも奇妙な効果を経験するわけではなく、実際には、計算された境界を有限の固有時間で通過する。 [ ^19]

事象の地平線、特にブラックホールの事象の地平線に関する誤解は、事象の地平線が、それに近づく物体を破壊する不変の表面を表しているというものです。実際には、すべての事象の地平線は、どの観測者からもある程度離れているように見え、事象の地平線に向かって送られた物体は、送信者の視点から見ると、地平線を横切るようには見えません (地平線を横切る事象の光円錐が、観測者の世界線と交差することは決してないため)。地平線近くの物体を観測者に対して静止させようとするには、物体が近づくにつれて大きさが限りなく増加する (無限になる) 力を適用する必要があります。

ブラックホールの周りの地平線の場合、遠くの物体に対して静止している観測者は、地平線がどこにあるかについて全員が同意するでしょう。これにより、ロープ（または棒）で穴に向かって降ろされた観測者は地平線に触れることができるように見えますが、実際にはそうすることはできません。地平線までの適切な距離は有限であるため、^{[20]必要なロープの長さも有限になりますが、ロープがゆっくりと降ろされた場合（ロープ上の各点が}シュワルツシルト座標でほぼ静止している）、地平線に近づくにつれてロープ上の点が経験する適切な加速度（G 力）は無限大に近づくため、ロープは引き裂かれます。ロープが急速に降ろされた場合（おそらく自由落下でも）、ロープの下部にいる観測者は確かに事象の地平線に触れ、さらにはそれを越えることさえできます。しかし、いったんこれが起こると、ロープの下部を事象の地平線から引き戻すことは不可能です。なぜなら、ロープをぴんと引っ張ると、ロープに沿った力が事象の地平線に近づくにつれて際限なく増加し、ある時点でロープが切れるからです。さらに、切れるのは事象の地平線ではなく、2 番目の観測者が観測できる地点でなければなりません。

可能性のある見かけの地平線が事象の地平線よりはるかに内側にある、または存在しないと仮定すると、ブラックホールの事象の地平線を横切る観測者は、その瞬間に何か特別なことが起こるのを実際に見たり感じたりすることはないだろう。視覚的には、ホールに落ちた観測者は、最終的な見かけの地平線を、特異点を囲む黒い不浸透性の領域として知覚する。^[21]同じ放射状の経路に沿って地平線領域に入ったが、より早い時期に他の物体は、見かけの地平線内に入らない限り、観測者の下に現れ、メッセージを交換することができる。ブラックホールの質量の関数として、潮汐力が増加することも、局所的に目立つ効果である。現実的な恒星のブラックホールでは、スパゲッティ化は早期に発生する。つまり、潮汐力は事象の地平線よりかなり前に物質を引き裂く。しかし、銀河の中心にある超大質量ブラックホールでは、スパゲッティ化は事象の地平線の内側で発生する。人間の宇宙飛行士が事象の地平線を通過して生き残ることができるのは、質量が太陽の約10,000倍以上のブラックホールの場合のみである。^[22]

宇宙の事象の地平線は、現実の事象の地平線として一般的に受け入れられているが、一般相対性理論による局所的なブラックホールの事象の地平線の記述は不完全で議論の余地があることが判明している。^{[3] [4]局所的な事象の地平線が発生する条件を、相対性理論と}量子力学の両方を含む、宇宙の仕組みに関するより包括的な図を使用してモデル化すると、局所的な事象の地平線は、一般相対性理論のみを使用して予測されるものとは異なる特性を持つと予想される。

現在、ホーキング放射機構によれば、量子効果の主な影響は事象の地平線が温度を持ち、放射を放出することであると予想されている。ブラックホールの場合、これはホーキング放射として現れ、ブラックホールがどのようにして温度を持つのかというより大きな問題は、ブラックホール熱力学のテーマの一部である。加速粒子の場合、これはウンルー効果として現れ、粒子の周囲の空間が物質と放射で満たされているように見える。

物議を醸しているブラックホールファイアウォール仮説によれば、ブラックホールに落ち込む物質は事象の地平線にある高エネルギーの「ファイアウォール」によって焼き尽くされるだろう。

代替案は相補性原理によって提供され、これによれば、遠くの観測者のチャートでは、落下する物質は地平線で熱化され、ホーキング放射として再放射されるが、落下する観測者のチャートでは、物質は内部領域を乱されずに進み、特異点で破壊される。この仮説は、どの観測者にも情報のコピーが 1 つあるため、複製不可定理に違反しない。ブラックホールの相補性は、実際には事象の地平線に近づく弦のスケーリング法則によって示唆されており、シュワルツシルト チャートでは弦が地平線を覆うように伸び、プランク長の厚さの膜に熱化することを示唆している。

重力によって生成される局所事象の地平線を完全に記述するには、少なくとも量子重力理論が必要であると予想されます。そのような候補理論の 1 つがM 理論です。もう 1 つの候補理論はループ量子重力理論です。

• アブラハム・ローレンツ力
• 音響メトリック
• ブラックホールを超えて
• ブラックホール電子
• ブラックホール宇宙船
• 宇宙検閲仮説
• ダイナミックホライズン
• イベント・ホライズン・テレスコープ
• ホーキング放射
• クーゲルブリッツ（天体物理学）
• マイクロブラックホール
• リンドラー座標

• ミスナー、チャールズ W. ;ソーン、キップ S. ;ウィーラー、ジョン アーチボルド(1973)。『重力』（第 27 刷）。ニューヨーク、NY: フリーマン。ISBN 978-0-7167-0344-0。
• ホーキング、スティーブン・W. (2001)。『宇宙を一言で表すと』ニューヨーク：バンタム。ISBN 978-0-553-80202-3。
• ソーン、キップ・S. (1994)。ブラックホールとタイムワープ：アインシュタインの驚くべき遺産。コモンウェルス基金図書プログラム。ニューヨーク/ロンドン：ノートン。ISBN 978-0-393-31276-8。
• Ashtekar, Abhay; Krishnan, Badri (2004). 「孤立した動的地平線とその応用」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  .