Špagetování

Špagetování je astrofyzikální termín  (někdy také nazývaný nudlový efekt [1] ) pro označení silného natahování předmětů vertikálně i horizontálně (tj. připodobňujeme je ke špagetám ) způsobené velkou slapovou silou ve velmi silném nehomogenním gravitačním poli . V extrémních případech, kdy jsou objekty blízko černých děr , je deformace pod takovým úsekem tak silná, že žádný objekt nemůže udržet svou strukturu.

Stephen Hawking , který tento termín ilustruje ve své knize Stručná historie času , uvádí jako příklad let hypotetického astronauta [2] , který při průletu horizontem událostí černé díry je gravitačním gradientem „natažen jako špagety“. . Pojem „špagetifikace“ se přitom objevil ještě před vydáním Hawkingovy knihy [3] .

Jednoduchý příklad špagetování

Čtyři objekty (na schématu označené zelenými tečkami) se pohybují v gravitačním poli [4] směrem ke středu nebeského tělesa. V souladu se zákonem inverzní kvadratury zažívá objekt nejblíže k nebeskému tělesu největší zrychlení, a pokud jsou všechny čtyři objekty reprezentovány částmi jednoho, většího objektu, pak je zřejmé, že se bude deformovat vlivem slapových sil a s příslušnou velikostí těchto sil se buď roztrhne, nebo „vytáhne“.

Příklady slabých a silných slapových sil

V případě roztaženého kulového tělesa jednotného v hustotě je možné jím vytvořené gravitační pole znázornit jako pole bodového zdroje o hmotnosti rovnající se hmotnosti roztaženého tělesa soustředěného v jeho geometrickém středu. V případě interakce dvou těles s různou hmotností to dává , kde  je gravitační parametr masivnějšího tělesa, l  je délka lana nebo tyče, m  je hmotnost lana nebo tyče a r  je vzdálenost k masivnímu tělu.

U masivnějšího tělesa dosahuje slapová síla maximální hodnoty v blízkosti povrchu a tato maximální hodnota závisí pouze na průměrné hustotě hmotného tělesa (pokud je menší těleso ve srovnání s hmotnějším tělesem nevýznamné). Například pro těleso o hmotnosti 1 kg a délce 1 m a masivní těleso s průměrnou hustotou rovnou hustotě Země bude maximální hodnota slapové síly pouze 0,4 μ N .

V případě bílého trpaslíka , který má vysokou hustotu, je slapová síla mnohem silnější a u malého tělesa se stejnými parametry již dosáhne hodnoty 0,24 N. Slapová síla na povrchu neutronu hvězda se ještě zvětší : pokud těleso z předchozích příkladů spadne na neutronovou hvězdu o hmotnosti 2,1 hmotnosti Slunce, pak se zhroutí ve vzdálenosti 190 km od středu neutronové hvězdy (typický poloměr neutronové hvězdy je asi 12 km) [5] .

V případě přiblížení k černé díře bude jakýkoli objekt nebo osoba zničena slapovými silami, protože jejich velikost roste do nekonečna, a tak se objekt padající do černé díry roztáhne do tenkého pruhu hmoty. Když se člověk přiblíží k singularitě , slapové síly mohou rozbít i mezimolekulární vazby.

Uvnitř a mimo horizont událostí

Umístění bodu, ve kterém slapové síly dosáhnou takové velikosti, že zničí objekt, který tam spadl, závisí na velikosti černé díry. U supermasivních černých děr , jako jsou ty, které se nacházejí ve středu Galaxie , tento bod leží v jejich horizontu událostí , takže hypotetický astronaut může překročit jejich horizont událostí, aniž by zaznamenal jakékoli deformace, ale po překročení horizontu událostí jeho pád do středu černé díry je již nevyhnutelné. U malých černých děr, kde je Schwarzschildův poloměr mnohem blíže singularitě, slapové síly zabijí astronauta ještě předtím, než vůbec dosáhne horizontu událostí [6] [7] . Například pro černou díru o hmotnosti 10 hmotností Slunce [8] ve vzdálenosti 1000 kilometrů od ní bude slapová síla 325 N , objekt bude zničen ve vzdálenosti 320 km od ní a jeho Schwarzschildův poloměr je 30 km. Pro černou díru o hmotnosti 10 tisíc slunečních hmotností bude vzdálenost ničení 3200 km a Schwarzschildův poloměr 30 000 km.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Wheeler, J. Craig (2007), Kosmické katastrofy: explodující hvězdy, černé díry a mapování vesmíru, 2. vydání , Cambridge University Press, str. 182, ISBN 978-0-521-85714-7 , < https://books.google.be/books?id=j1ej8d0F8jAC > Archivováno 17. listopadu 2017 ve Wayback Machine 
  2. ↑ Stephen Hawking . Stručná historie času . - Bantam Dell Publishing Group, 1988. - S. 256. - ISBN 978-0-553-10953-5 . Archivováno 6. června 2014 na Wayback Machine
  3. ↑ Například v Calder, Nigel The Key to the Universe: A Report on the New Physics  (anglicky) . — 1. - Viking Press , 1977. - S.  199 . — ISBN 978-0-67041270-9 . , příloha k dokumentuBBC Klíč k vesmíru.
  4. ↑ Thorne, Kip S. Gravitomagnetism, Jets in Quasars, and the Stanford Gyroscope Experiment // Near Zero: New Frontiers of Physics / Fairbank, JD; Deaver, B.S.; Everitt, C.W.F.; Michelson, P.F. - WH Freeman and Company, New York, 1988. - S. 572. - ISBN 978-0-71671831-4 .
  5. ↑ V tomto případě se těleso dlouhé 8 metrů s hmotností 8 kg zhroutí na vzdálenost 4x větší.
  6. ↑ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony N. 11. Schwarzschildovy černé díry // Obecná teorie relativity: úvod pro fyziky  (anglicky) . - Cambridge University Press , 2006. - S. 265. - ISBN 0-521-82951-8 . Archivováno 31. března 2019 na Wayback Machine
  7. ↑ Kutner, Marc Leslie. 8. Obecná teorie relativity // Astronomie: fyzikální perspektiva . - 2. - Cambridge University Press , 2003. - S. 150. - ISBN 0-521-52927-1 . Archivováno 2. ledna 2022 na Wayback Machine
  8. ↑ Nejmenší černá díra, která může vzniknout v důsledku přírodních procesů v současné fázi existence Vesmíru, má hmotnost dvakrát větší než Slunce .

Odkazy