Chân Trời Sự Kiện – Wikipedia Tiếng Việt

Thuyết tương đối rộng
G μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν {\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}
Dẫn nhập · Lịch sử · Nguyên lý toán họcKiểm chứng
Khái niệm cơ sởThuyết tương đối hẹpNguyên lý tương đươngTuyến thế giới · Hình học Riemann
Hiệu ứng và hệ quảBài toán Kepler · Thấu kính · SóngKéo hệ quy chiếu · Hiệu ứng trắc địaChân trời sự kiện · Điểm kì dị Lỗ đen
Phương trìnhTuyến tính hóa hấp dẫnHình thức hậu NewtonPhương trình trường EinsteinPhương trình đường trắc địaPhương trình FriedmannHình thức luận ADMHình thức luận BSSNPhương trình Hamilton–Jacobi–Einstein
Lý thuyết phát triểnKaluza–KleinHấp dẫn lượng tử
Các nghiệmSchwarzschild Reissner–Nordström · GödelKerr · Kerr–NewmanKasner · Taub-NUT · Milne · Robertson–WalkerSóng-pp ·
Nhà vật lýEinstein · Lorentz · Hilbert · Poincare · Schwarzschild · Sitter · Reissner · Nordström · Weyl · Eddington · Friedman · Milne · Zwicky · Lemaître · Gödel · Wheeler · Robertson · Bardeen · Walker · Kerr · Chandrasekhar · Ehlers · Penrose · Hawking · Taylor · Hulse · Stockum · Taub · Newman · Khâu Thành Đồng · Thornekhác
Không–thời gianKhông gianThời gianĐường cong thời gian đóngLỗ sâu Không thời gian MinkowskiBiểu đồ không thời gian
x t s

Đối với dự án nghiên cứu Chân trời sự kiện, xem Kính thiên văn Chân trời sự kiện. Đối với các định nghĩa khác, xem Chân trời vũ trụ.

Chân trời sự kiện là biên phía trong của không-thời gian gần một điểm kỳ dị, tất cả các loại vật chất nếu nằm dưới giới hạn này, kể cả các sóng điện từ (gồm cả ánh sáng) đều không thể vượt ra ngoài để đến với người quan sát.

Ánh sáng phát ra bên trong chân trời sự kiện không thể thoát ra ngoài, chính vì thế điểm kỳ dị của chân trời sự kiện được gọi là hố đen. Bản thân vật thể khi đi qua chân trời sự kiện sẽ không cảm thấy điều gì đặc biệt, nhưng người quan sát bên ngoài sẽ thấy vật thể tiến gần chân trời sự kiện một cách chậm dần rồi mất hẳn. Đó là do ánh sáng từ vật thể phải mất một thời gian lâu hơn để thoát khỏi lực hấp dẫn khi tiến gần chân trời sự kiện, và mất một khoảng thời gian vô tận khi đạt đến chân trời sự kiện để đến với người quan sát bên ngoài. Chính vì thế nó được gọi là chân trời vì người quan sát nhìn vật thể tiến đến chân trời sự kiện tương tự như một chiếc máy bay khuất sau chân trời thường.

Khái niệm chân trời sự kiện có liên quan đến khái niệm bán kính Schwarzschild trong vật lý.

Chân trời sự kiện của lỗ đen

[sửa | sửa mã nguồn]

Chân trời sự kiện được biết đến là một phần của lỗ đen. Đó là ranh giới mà vận tốc thoát ly (Vận tốc vũ trụ cấp 2) của lỗ đen lớn hơn vận tốc ánh sáng. Nói chính xác hơn là mọi tia sáng (hạt) từ vật thể ở chân trời sự kiện đều bị bẻ cong về phía điểm kỳ dị.

Bán kính Schwarzschild là một khái niệm về mật độ của lỗ đen, mỗi vật có một Bán kính Schwarzschild riêng. Khi vật đó được nén lại sao cho bán kính thật của vật đó nhỏ hơn với Bán kính Schwarzschild của nó thì một lỗ đen mới vừa được ra đời. Bởi theo lý thuyết, lỗ đen được hình thành do áp suất vật chất (kg/m³) quá lớn. Như vậy nếu nén Mặt Trời hay Trái Đất thành một quả cầu đủ nhỏ, ta sẽ có một lỗ đen. Thậm chí, theo lý thuyết, chiếc điện thoại di động của bạn cũng có thể trở thành lỗ đen. Tuy nhiên, để nén một vật thể thành lỗ đen ta cần một lực vượt ngưỡng Tolman – Oppenheimer – Volkoff (khoảng gấp 3 lần khối lượng mặt trời (solar masses)). Và tại sao ta lại đề cập đến Bán kính Schwarzschild? Bởi bề mặt hình cầu có bán kính bằng với Bán kính Schwarzschild chính là chân trời sự kiện.

Chân trời sự kiện của vũ trụ quan sát được

[sửa | sửa mã nguồn] Bài chi tiết: Số phận của vũ trụ

Chân trời phần tử của vũ trụ quan sát được là biên giới thể hiện khoảng cách xa nhất tại đó các sự kiện có thể được quan sát hiện tại. Với những sự kiện ở bên ngoài khoảng cách đó, ánh sáng không có đủ thời gian để tới được chỗ chúng ta, thậm chí nếu ánh sáng đã được phát ra từ khi vũ trụ bắt đầu. Chân trời phần tử thay đổi thế nào phụ thuộc vào trạng thái của sự mở rộng của vũ trụ. Nếu sự mở rộng có một số đặc tính, có những phần của vũ trụ sẽ không bao giờ quan sát được, dù người quan sát có phải đợi bao lâu chăng nữa để chờ ánh sáng phát ra từ các vùng đó tới nơi. Phần biên giới mà các sự kiện không bao giờ có thể được quan sát là một chân trời sự kiện, và nó thể hiện tầm mức lớn nhất của chân trời phần tử.

Các tiêu chí để xác định liệu một chân trời sự kiện của vũ trụ có tồn tại không như sau. Xác định một comoving distance d E {\displaystyle d_{E}} bởi

d p = ∫ 0 t 0 c a ( t ) d t {\displaystyle d_{p}=\int _{0}^{t_{0}}{\frac {c}{a(t)}}dt}

Ở phương trình này, a là scale factor, c là tốc độ ánh sáng, và t0 là tuổi của vũ trụ. Nếu d E → ∞ {\displaystyle d_{E}\rightarrow \infty } , (ví dụ các điểm được cho là xa ở mức tối đa chúng ta có thể quan sát được), thì không có chân trời sự kiện. Nếu d E ≠ ∞ {\displaystyle d_{E}\neq \infty } , có chân trời sự kiện.

Các ví dụ về các mô hình vũ trụ không có một chân trời sự kiện là các vụ trụ bị chi phối bởi vật chất hay bởi bức xạ. Một ví dụ về một mô hình vũ trụ với một chân trời sự kiện là một vũ trụ bị chi phối bởi hằng số vũ trụ (một de Sitter universe).

Xem thêm

[sửa | sửa mã nguồn]

• Hố đen
• Bán kính Schwarzschild
• Lý thuyết hấp dẫn
• Hấp dẫn
• Điểm kỳ dị trần trụi
• Cơ học lượng tử
• Nghiệm Schwarzschild
• Kính thiên văn Chân trời sự kiện
• Wikibooks:Những câu thường hỏi về hố đen

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn]

• Metrics: distances in a relativistic Universe Lưu trữ 2004-07-14 tại Wayback Machine
• Chân trời sự kiện và lỗ đen nhân tạo Lưu trữ 2008-05-20 tại Wayback Machine

x t s Lỗ đen
Loại	BTZ black hole Schwarzschild Quay Tích điện Ảo Kugelblitz Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen nguyên thủy
Kích cỡ	Siêu nhỏ Tối đại Electron Sao Microquasar Khối lượng trung gian Siêu khối lượng Nhân thiên hà hoạt động Chuẩn tinh Blazar
Sự hình thành	Tiến hóa sao Suy sụp hấp dẫn Sao Neutron Liên kết liên quan Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Sao lùn trắng Liên kết liên quan Supernova Liên kết liên quan Hypernova Chớp tia gamma Lỗ đen đôi
Tính chất	Điểm kì dị hấp dẫn Ring singularity Định lý Chân trời sự kiện Mặt cầu photon Innermost stable circular orbit Vùng sản công Quá trình Penrose Quá trình Blandford–Znajek Đĩa bồi tụ Bức xạ Hawking Thấu kính hấp dẫn Bồi tụ Bondi Liên hệ M–sigma Dao động gần tuần hoàn Nhiệt động lực học Tham số Immirzi Bán kính Schwarzschild Spaghetti hóa
Các vấn đề	Black hole complementarity Nghịch lý thông tin Cosmic censorship ER = EPR Final parsec problem Firewall (physics) Holographic principle Định lý không có tóc
Các mêtric	Schwarzschild Derivation Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman Hayward
Giải pháp	Nonsingular black hole models Ngôi sao đen Sao tối Dark-energy star Gravastar Magnetospheric eternally collapsing object Planck star Sao Q Fuzzball
Tương tự	Optical black hole Sonic black hole
Danh sách	Lỗ đen Lớn nhất Gần nhất Quasar Microquasars
Mô hình	Điểm kì dị hấp dẫn Định lý kì dị Penrose–Hawking Lỗ đen nguyên thủy Gravastar Sao tối Sao năng lượng tối Sao đen Quả bóng rối Lỗ trắng Kì dị trần trụi Kì dị vòng Tham số Immirzi Mô hình màng Kugelblitz Lỗ sâu Thiên thể giả sao
Giả tưởng	Lỗ đen trong giả tưởng Star Trek (2009) Hố đen tử thần (2014)
Liên quan	Outline of black holes Sonic black hole Black Hole Initiative Black hole starship Sao đặc Sao kỳ lạ Sao quark Sao Preon Gamma-ray burst progenitors Thế hấp dẫn Hypercompact stellar system Membrane paradigm Điểm kỳ dị trần trụi Sao lỗ đen Sao tối Rossi X-ray Timing Explorer Timeline of black hole physics Lỗ trắng Lỗ sâu Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen XMM - Newton Vệ tinh tia X Chandra Vệ tinh tia gamma Fermi NuStar Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ Tàu không gian lỗ đen
Thể loại Hình ảnh

x t s Thuyết tương đối
Thuyếttương đốihẹp	Cơ bản Nguyên lý tương đối  · Giới thiệu thuyết tương đối hẹp  · Thuyết tương đối hẹp  · Lịch sử Cơ sở Chuyển động học Hệ quy chiếu Tốc độ ánh sáng Phương trình Maxwell Công thức Nguyên lý tương đối Galileo Phép biến đổi Galilei Phép biến đổi Lorentz Hệ quả Sự giãn thời gian Khối lượng trong thuyết tương đối hẹp Sự tương đương khối lượng-năng lượng Sự co độ dài Tính tương đối của sự đồng thời Hiệu ứng Doppler tương đối tính Tiến động Thomas Không–thời gian Không thời gian Minkowski Tuyến thế giới Biểu đồ Minkowski Nón ánh sáng
Thuyếttương đốirộng	Cơ bản Giới thiệu thuyết tương đối rộng Phát biểu toán học của thuyết tương đối rộng Thuyết tương đối rộng Lịch sử Khái niệm cơ sở Thuyết tương đối hẹp Nguyên lý tương đương Tuyến thế giới Hình học Riemann Biểu đồ không thời gian Không thời gian trong thuyết tương đối rộng Hiệu ứng Bài toán Kepler trong thuyết tương đối rộng Thấu kính hấp dẫn Sóng hấp dẫn Kéo hệ quy chiếu Hiệu ứng đường trắc địa Chân trời sự kiện Điểm kì dị không-thời gian Lỗ đen Phương trình Tuyến tính hóa hấp dẫn Phương pháp tham số hóa hậu Newton Phương trình trường Einstein Đường trắc địa trong thuyết tương đối rộng Phương trình Friedmann Phương pháp ADM Phương pháp BSSN Phương trình Hamilton–Jacobi–Einstein Lý thuyết phát triển Thuyết Kaluza–Klein Hấp dẫn lượng tử Nghiệm chính xác Mêtric Schwarzschild Mêtric Reissner–Nordström Mêtric GödelMêtric Kerr Mêtric Kerr–Newman Mêtric Kasner Chân không Taub-NUT Mô hình Milne Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker Không thời gian pp-sóng Bụi van Stockum
Nhà khoa học	Einstein Lorentz Hilbert Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedmann Milne Zwicky Lemaître Gödel Wheeler Robertson Bardeen Walker Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Taylor Hulse Stockum Taub Newman Khâu Thorne Weiss Bondi Misner Những nhà khoa học nghiên cứu thuyết tương đối rộng
Thể loại	Thuyết tương đối

Cổng thông tin:

• vật lý
• thiên văn học

Bài viết liên quan đến thiên văn học này vẫn còn sơ khai. Bạn có thể giúp Wikipedia mở rộng nội dung để bài được hoàn chỉnh hơn. x t s