Спагетіфікація

Припливні сили, що діють на кулясте тіло в неоднорідному гравітаційному полі. Ефект походить від джерел, розташованих праворуч і ліворуч від діаграми. Довші стрілки позначають більші сили

Спагетіфікація (англ. Spaghettification) (ефектом локшини[1]) — значне розтягування предметів по вертикалі й стиснення по горизонталі (тобто, уподібнення до спагеті) у дуже сильному неоднорідному гравітаційному полі компактних астрофізичних об'єктів. Спагетіфікація зумовлена великими припливними силами. У граничних випадках (коли предмети перебувають біля чорних дір) деформація при подібному розтягуванні настільки сильна, що ніяке тіло не може зберегти свою структуру.

Стівен Хокінг, ілюструючи цей термін у книзі «Коротка історія часу», навів як приклад політ гіпотетичного космонавта[2], який, пролітаючи через горизонт подій чорної діри, «розтягується, як спагеті» гравітаційним градієнтом. Термін «спагетіфікація» з'явився до публікації книги Хокінга[3].

Простий приклад спагетіфікації

Приклад спагетіфікації

Чотири тіла (позначені на схемі зеленими крапками) рухаються в гравітаційному полі[4] у напрямку до центру небесного тіла. Відповідно до закону зворотних квадратів, найближчий до небесного тіла об'єкт відчуває найбільше прискорення, і якщо уявити всі чотири тіла частинами одного великого предмета, то цей предмет буде деформуватися за рахунок припливних сил (витягуватися), а при деякій величині цих сил буде розірваний.

Приклади слабких і сильних припливних сил

У разі однорідного протяжного кулястого тіла можна описати створене ним гравітаційне поле як поле точкового джерела, яке має таку саму масу, й розташоване в геометричному центрі протяжного тіла. У разі взаємодії двох тіл з різною масою це дає , де  — гравітаційний параметр більш масивного тіла, l — довжина мотузки або стержня, m — маса більш масивного тіла, а r — відстань до масивного тіла.

У масивнішого тіла припливна сила досягає максимального значення поблизу його поверхні, і це максимальне значення залежить тільки від середньої густини масивного тіла (доти, доки розміри меншого тіло незначні в порівнянні з масивнішим). Наприклад, для тіла з масою 1 кг і довжиною 1 м, і масивного тіла з середньою густиною, рівною густині Землі, максимальне значення припливної сили становитиме лише 0,4 мікроНьютона.

У разі білого карлика, який має більшу густину, припливні сили набагато сильніші, і для малого тіла з тими ж параметрами на поверхні карлика досягнуть вже величини 0,24 Н. Ще більша припливна сила на поверхні нейтронної зорі: якщо тіло з попередніх прикладів падатиме на нейтронну зорю масою 2,1 M☉, то воно зруйнується на відстані 190 км від центру (тоді як типовий радіус нейтронної зорі становить близько 12 км)[Прим. 1].

У разі наближення до сингулярності будь-яке тіло буде зруйноване припливними силами, оскільки їх величина зростає до нескінченності, і таким чином, об'єкт, що падає в чорну діру, розтягується в тонку смужку матерії. У міру наближення до сингулярності, припливні сили можуть розірвати навіть міжмолекулярні зв'язки[джерело?].

Всередині чи зовні горизонту подій

Відстань, на якій припливні сили руйнують предмет, залежить від розміру чорної діри. Для надмасивних чорних дір, як, наприклад, розташованих у центрі Галактики, таке місце розташоване всередині їх горизонту подій, тому гіпотетичний космонавт може перетнути горизонт подій, не помічаючи ніяких деформацій. Для малих чорних дір, у яких радіус Шварцшильда набагато менший, припливні сили розірвуть космонавта ще до досягнення ним горизонту подій[5][6]. Наприклад, для чорної діри масою 10 M☉[Прим. 2] радіус Шварцшильда становить близько 30 км. На відстані 1000 кілометрів від неї, припливна сила становитиме 325 Н, а тіла руйнуватимуться на відстані 320 км від неї. Для чорної діри з масою 10 тисяч сонячних мас дистанція руйнування становитиме 3200 км, тоді як радіус Шварцшильда — 30 000 км.

Див. також

Примітки

  1. ↑ Тіло довжиною 8 метрів і масою 8 кг зруйнується на вчетверо більшій відстані.
  2. ↑ Мінімальна за розмірами чорна діра, яка може утворитися в результаті природних процесів на сучасному етапі існування Всесвіту, має масу, вдвічі більшу маси Сонця.

Джерела

  1. ↑ Wheeler, J. Craig (2007), Cosmic catastrophes: exploding stars, black holes, and mapping the universe, 2nd edition, Cambridge University Press, с. 182, ISBN 978-0-521-85714-7
  2. ↑ Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Dell Publishing Group. с. 256. ISBN 978-0-553-10953-5.
  3. ↑ Наприклад, в Calder, Nigel (1977). The Key to the Universe: A Report on the New Physics (вид. 1st). Viking Press. с. 199. ISBN 978-0-67041270-9., доповненні до документального фільму Бі-Бі-Сі The Key to the Universe .
  4. ↑ Thorne, Kip S. (1988). Gravitomagnetism, Jets in Quasars, and the Stanford Gyroscope Experiment (PDF). У Fairbank, J.D.; Deaver, B.S.; Everitt, C.W.F.; Michelson, P.F. (ред.). Near Zero: New Frontiers of Physics. W. H. Freeman and Company, New York. с. 572. ISBN 978-0-71671831-4.
  5. ↑ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony N. (2006). 11. Schwarzschild black holes. General relativity: an introduction for physicists. Cambridge University Press. с. 265. ISBN 0-521-82951-8.
  6. ↑ Kutner, Marc Leslie (2003). 8. General relativity. Astronomy: a physical perspective (вид. 2). Cambridge University Press. с. 150. ISBN 0-521-52927-1.

Посилання