Spaghetyfikacja - Spaghettification
.png)
W astrofizyki , spaghettification (czasami określany jako efekt makaronu ) jest pionowe i poziome rozciąganie ściskanie długich cienkich przedmiotów w kształcie (a, takich jak makaron ) przy bardzo silnym niejednorodnego pola grawitacyjnego ; jest to spowodowane ekstremalnymi siłami pływowymi . W najbardziej ekstremalnych przypadkach, w pobliżu czarnych dziur , rozciąganie jest tak silne, że żaden obiekt nie jest w stanie tego wytrzymać, bez względu na to, jak silne są jego elementy. W małym obszarze kompresja pozioma równoważy rozciąganie pionowe tak, że małe obiekty, które są spaghetyzowane, nie doświadczają żadnej zmiany objętości netto.
Stephen Hawking opisał lot fikcyjnego astronauty, który przechodząc przez horyzont zdarzeń czarnej dziury , jest „rozciągnięty jak spaghetti” przez gradient grawitacyjny (różnica siły) od stóp do głów. Powodem tego jest to, że siła grawitacji wywierana przez osobliwość byłaby znacznie silniejsza na jednym końcu ciała niż na drugim. Gdyby ktoś najpierw wpadł w stopę czarnej dziury, grawitacja u jego stóp byłaby znacznie silniejsza niż w jego głowie, powodując rozciągnięcie osoby w pionie. Wraz z tym prawa strona ciała zostanie pociągnięta w lewo, a lewa strona ciała zostanie pociągnięta w prawo, poziomo ściskając osobę. Jednak termin „spaghetyfikacja” został ustalony na długo przed tym. Spaghetyfikacja gwiazdy została po raz pierwszy sfotografowana w 2018 roku przez naukowców obserwujących parę zderzających się galaktyk w odległości około 150 milionów lat świetlnych od Ziemi.
Prosty przykład
W tym przykładzie cztery oddzielne obiekty znajdują się w przestrzeni nad planetą, ułożone w formacji diamentowej. Cztery obiekty podążają za liniami pola grawitoelektrycznego skierowanego w stronę środka ciała niebieskiego. Zgodnie z prawem odwrotności kwadratu , najniższy z czterech obiektów doświadcza największego przyspieszenia grawitacyjnego, tak że cała formacja zostaje rozciągnięta w linię.
Te cztery obiekty są połączonymi częściami większego obiektu. Sztywne ciało będzie opierać się odkształceniom, a wewnętrzne siły sprężystości rozwijają się, gdy ciało odkształca się, aby zrównoważyć siły pływowe, osiągając w ten sposób równowagę mechaniczną . Jeśli siły pływowe są zbyt duże, ciało może ustąpić i płynąć plastycznie, zanim siły pływowe zostaną zrównoważone lub pękną, wytwarzając albo włókno, albo pionową linię połamanych kawałków.
Przykłady słabych i silnych sił pływowych
W polu grawitacyjnym z powodu masy punktowej lub masy kulistej, dla jednorodnego pręta zorientowanego w kierunku grawitacji, siła rozciągająca w środku znajduje się przez całkowanie siły pływowej od środka do jednego z końców. To daje F = μm/4 r 3, gdzie μ jest standardowym parametrem grawitacyjnym masywnego korpusu, l jest długością pręta, m masą pręta, a r jest odległością od masywnego korpusu. W przypadku obiektów niejednorodnych siła rozciągająca jest mniejsza, jeśli większa masa znajduje się w pobliżu środka, i nawet dwukrotnie większa, jeśli większa masa znajduje się na końcach. Ponadto w kierunku środka występuje pozioma siła ściskania.
Dla masywnych ciał z powierzchnią siła rozciągająca jest największa blisko powierzchni, a ta maksymalna wartość zależy tylko od obiektu i średniej gęstości masywnego ciała (o ile obiekt jest mały w stosunku do masywnego ciała). Na przykład dla pręta o masie 1 kg i długości 1 m oraz masywnego ciała o średniej gęstości Ziemi ta maksymalna siła rozciągająca spowodowana siłą pływową wynosi tylko 0,4 μN.
Ze względu na dużą gęstość, siła pływowa w pobliżu powierzchni białego karła jest znacznie większa, powodując w przykładzie maksymalną siłę rozciągającą do 0,24 N. W pobliżu gwiazdy neutronowej siły pływowe są ponownie znacznie silniejsze: jeśli pręcik ma wytrzymałość na rozciąganie 10 000 N i opada pionowo na gwiazdę neutronową o masie 2,1 mas Słońca, odkładając na bok, że stopi się, pęknie w odległości 190 km od środka, znacznie nad powierzchnią (gwiazda neutronowa zwykle ma promień tylko około 12 km).
W poprzednim przypadku obiekty zostałyby faktycznie zniszczone, a ludzie zabici przez ciepło, a nie siły pływowe - ale w pobliżu czarnej dziury (zakładając, że w pobliżu nie ma materii), obiekty zostałyby faktycznie zniszczone, a ludzie zabici przez siły pływowe, ponieważ nie ma promieniowania. Co więcej, czarna dziura nie ma powierzchni, która mogłaby powstrzymać upadek. W ten sposób spadający przedmiot zostaje rozciągnięty w cienki pasek materii.
Wewnątrz lub poza horyzontem zdarzeń
.jpg)
Moment, w którym siły pływowe zniszczą obiekt lub zabiją człowieka, będzie zależeć od rozmiaru czarnej dziury. W przypadku supermasywnych czarnych dziur , takich jak te znajdujące się w centrum galaktyki, punkt ten znajduje się w horyzoncie zdarzeń , więc astronauta może przekroczyć horyzont zdarzeń nie zauważając żadnego zgniatania i ciągnięcia, chociaż pozostaje to tylko kwestią czasu, jak w środku. horyzont zdarzeń, opadający w kierunku centrum, jest nieunikniony. W przypadku małych czarnych dziur, których promień Schwarzschilda jest znacznie bliższy osobliwości , siły pływowe zabiłyby jeszcze zanim astronauta dotrze do horyzontu zdarzeń. Na przykład dla czarnej dziury o masie 10 mas Słońca wspomniany pręt pęka w odległości 320 km, daleko poza promieniem Schwarzschilda wynoszącym 30 km. W przypadku supermasywnej czarnej dziury o masie 10 000 mas Słońca pęknie ona w odległości 3200 km, głęboko w promieniu Schwarzschilda wynoszącym 30 000 km.
Uwagi
Bibliografia
- Cytaty w tekście
- Ogólne odniesienia
- Melia, Fulvio (2003). Czarna dziura w centrum naszej Galaktyki . Wydawnictwo Uniwersytetu Princeton . Numer ISBN 0-691-09505-1.