Voqealar gorizonti
Hodisalar gorizonti — bu undagi voqealar kuzatuvchiga taʼsir qila olmaydigan chegaraning astrofizikadagi nomidir. Bu atama Volfgang Rindler tomonidan fanga kiritilgan. 1784-yilda Jon Mishel kichik va katta massaga ega jismlar yaqinida tortishish kuchi shunchalar kuchli boʻladiki, hatto yorugʻlik ham undan qochib chiqa olmasligi mumkinligi haqidagi gʻoyani taklif qildi. Bu davrda Nyutonning tortishish nazariyasi va yorug'likning korpuskulyar nazariyasi dominant edi. Ushbu nazariyalarda, agar jismning qochish tezligi yorugʻlik tezligidan yuqori boʻlsa, uning ichidagi yoki undan chiqqan yorugʻlik vaqtincha qochib chiqishi mumkin, ammo u qaytadi. 1958-yilda Devid Finkelshteyn Umumiy Nisbiylik Nazariyasidan foydalanib, qora tuynukning mahalliy voqealar gorizontining chegarasiga, bu chegaradan naridagi har qanday hodisa tashqi kuzatuvchiga taʼsir koʻrsata olmaydi deya qatʼiy izoh kiritdi. Bu mahalliy voqealar gorizonti va qora tuynuklar tushunchalarini qayta koʻrib chiqishga undaydigan axborot va fayrvol paradokslariga olib keldi. Keyinchalik bir nechta nazariyalar ishlab chiqildi. Ularning baʼzilari hodisalar gorizonti bilan bogʻliq, baʼzilari esa yoʻq. Qora tuynuklarni tavsiflovchi nazariyalarni ishlab chiquvchi yetakchilaridan biri boʻlgan Stiven Xoking „gravitatsion buzilish koʻrinadigan gorizontni hosil qiladi, voqealar gorizontini emas“ deb, hodisalar gorizonti oʻrniga koʻrinadigan gorizontdan foydalanishni taklif qildi. U oxir-oqibat „yorugʻlik cheksizlikka qochib qutula olmaydigan rejimlar misolida, voqealar gorizontlarining yoʻqligi, qora tuynuklar yoʻqligini anglatadi“ degan xulosaga keldi. Bu qora tuynuklarning mavjudligini inkor etishni anglatmaydi, shunchaki voqealar gorizontining anʼanaviy qatʼiy taʼrifiga boʻlgan ishonchsizlikni bildiradi.  [ <span title="This sentence implies wide-spread distrust of the concept/definition of event horizon, so needs an appropriate source. (March 2020)">iqtibos kerak</span> ] Kuzatuvchi tomondan gorizontga yaqinlashadigan har qanday obyekt sekinlashadi va hech qachon uni kesib oʻtmaydi. Gravitatsion qizil siljish tufayli uning tasviri vaqt oʻtishi bilan obyekt kuzatuvchidan uzoqlashishi tufayli qizaradi. Kengayib borayotgan koinotda kengayish tezligi yorugʻlik tezligiga yetadi va hatto undan oshadi ham. Bu esa signallarning baʼzi hududlarga borishiga toʻsqinlik qiladi. Kosmik voqealar gorizonti haqiqiy voqealar gorizontidir, chunki u har qanday signallarga, shu jumladan yorugʻlik tezligida harakatlanadigan tortishish toʻlqinlariga ham taʼsir qiladi. Gorizontlarning boshqa maxsusroq turlariga qora tuynuklarning atrofida topilgan mutlaq va koʻrinadigan gorizontlar kiradi. Boshqa alohida turlarga Koshi va Killing gorizontlari ; Kerr geometriyasining foton sharlari va ergosferalari ; kosmologiyaga tegishli zarrachalar gorizonti va kosmologik gorizontlar; va hozirgi qora tuynuk tadqiqotlarida muhim boʻlgan izolyatsiyalangan va dinamik gorizontlar kiradi. Kosmologiyada kuzatiladigan koinotning voqealar gorizonti - hozir chiqqan yorugʻlik kelajakdagi kuzatuvchiga yetib borishi mumkin boʻlgan eng katta nisbiy masofa. U oʻtmishda chiqarilgan yorugʻlik kuzatuvchiga maʼlum bir vaqtda yetib borishi mumkin boʻlgan eng katta nisbiy masofani anglatadigan zarralar gorizonti kontseptsiyasidan farq qiladi. Oʻsha masofadan oshib ketadigan hodisalar uchun yorugʻlik, koinot paydo boʻlgan paytda chiqarilgan boʻlsa ham, bizning joylashuvimizga yetib kelishi uchun yetarli vaqtga ega emas. Zarralar gorizontining vaqt bilan evolyutsiyasi koinot kengayishining tabiatiga bogʻliq. Agar kengayish maʼlum xossalarga ega boʻlsa, kuzatuvchi maʼlum mintaqalardan yorugʻlik kelishini qancha vaqt kutmasin, koinotning bu qismlarini hech qachon koʻrib boʻlmaydi. Hodisalarni hech qachon kuzatib boʻlmaydigan chegara voqealar gorizontidir va u zarralar gorizontining maksimal darajasini anglatadi. Koinot uchun zarralar gorizonti mavjudligini aniqlash mezonlari quyidagicha. Nisbiy masofa dp ni quyidagicha belgilaymiz: d p = ∫ 0 t 0 c a ( t ) d t . {\displaystyle d_{p}=\int _{0}^{t_{0}}{\frac {c}{a(t)}}\,dt.} Ushbu tenglamada a — oʻlchov koeffitsienti, c — yorugʻlik tezligi va t 0 — Olamning yoshi. Agar dp → ∞ (yaʼni, tartibsizlik bilan kuztish mumkin boʻlgan eng uzoq nuqtaga yetsa), u holda voqealar gorizonti mavjud emas. Agar dp ≠ ∞ boʻlsa, gorizont mavjud. Voqealar gorizonti mavjud boʻlmagan kosmologik modellarga misol sifatida materiya yoki nurlanish ustun boʻlgan olamlarni keltirish mumkin . Voqealar gorizontiga ega boʻlgan kosmologik modelga esa kosmologik doimiy (de Sitter koinoti) hukmron boʻlgan olamni misol qilib keltirish mumkin. Kosmologik voqealar va zarralar gorizontlarining tezligini hisoblash Fridman-Lemitr-Robertson-Uoker tenglamasi kosmologik modeli toʻgʻrisidagi maqolada koʻrsatilgan boʻlib, unda koinot har biri ideal suyuqlik boʻlgan, oʻzaro taʼsirlashmaydigan tarkibiy qismlardan tashkil topgan koʻrinishda tasvirlangan.