Спагеттификация

Спагеттификация (англ. Spaghettification) — астрофизический термин (также иногда имеющий наименование «Эффект лапши») для обозначения сильного растяжения объектов по вертикали и горизонтали (то есть уподобления их виду спагетти), вызванного большой приливной силой в очень сильном неоднородном гравитационном поле. В предельных случаях, когда объекты находятся возле чёрных дыр, деформация при подобном растяжении настолько сильна, что никакой объект не может сохранить свою структуру.

Стивен Хокинг, иллюстрируя этот термин в книге «Краткая история времени», приводит в качестве примера полёт гипотетического космонавта, который, пролетая через горизонт событий чёрной дыры, «растягивается, как спагетти» гравитационным градиентом. При этом термин «спагеттификация» появился до публикации книги Хокинга.

Простой пример спагеттификации

Четыре объекта (обозначены на схеме зелёными точками) движутся в гравитационном поле по направлению к центру небесного тела. В соответствии с законом обратных квадратов, ближайший к небесному телу объект испытывает наибольшее ускорение, и если представить все четыре объекта частями одного, более крупного объекта, то очевидно, что он будет деформироваться за счёт приливных сил, и при соответствующей величине этих сил будет либо разорван, либо «вытянут».

Примеры слабых и сильных приливных сил

В случае однородного по плотности протяжённого сферического тела удаётся представить создаваемое им гравитационное поле как поле точечного источника, обладающего массой, равной массе протяжённого тела, сосредоточенной в его геометрическом центре. В случае взаимодействия двух тел с различной массой это даёт F = μlm/4r³, где μ — гравитационный параметр более массивного тела, l — длина верёвки или стержня, m — масса верёвки или стержня, а r — расстояние до массивного тела.

У более массивного тела приливная сила достигает максимального значения вблизи поверхности, и это максимальное значение зависит только от средней плотности массивного тела (до тех пор, пока меньшее тело незначительно по размерам по сравнению с более массивным). Например, для тела с массой 1 кг и длиной 1 м, и массивного тела с средней плотностью, равной плотности Земли, максимальное значение приливной силы составит только 0,4 μN.

В случае звезды — белого карлика, обладающей высокой плотностью, приливная сила гораздо сильнее, и для малого тела с теми же параметрами достигнет уже величины 0,24 N. Ещё больше увеличится приливная сила на поверхности нейтронной звезды: если тело из предыдущих примеров будет падать на нейтронную звезду массой в 2,1 солнечной массы, то оно разрушится на расстоянии 190 км от центра нейтронной звезды (типичный радиус нейтронной звезды составляет около 12 км).

В случае приближения к чёрной дыре любой объект или человек будет разрушен приливными силами, поскольку их величина возрастает до бесконечности, и таким образом, падающий в чёрную дыру объект растягивается в тонкую полоску материи. По мере приближения к сингулярности, приливные силы могут разорвать даже межмолекулярные связи.

Внутри и вне горизонта событий

Расположение точки, в которой приливные силы достигают такой величины, что разрушают попавший туда объект, зависит от размера чёрной дыры. Для сверхмассивных чёрных дыр, как, например, расположенных в центре Галактики, эта точка лежит в пределах их горизонта событий, поэтому гипотетический космонавт может пересечь их горизонт событий, не замечая никаких деформаций, но после пересечения горизонта событий его падение к центру чёрной дыры уже неизбежно. Для малых чёрных дыр, у которых радиус Шварцшильда гораздо ближе к сингулярности, приливные силы убьют космонавта ещё до достижения им горизонта событий. Например, для чёрной дыры с массой в 10 масс Солнца на расстоянии в 1000 километров от неё, приливная сила составит 325 Н, объект будет разрушен на расстоянии в 320 км от неё, а её радиус Шварцшильда составляет 30 км. Для чёрной дыры с массой 10 тысяч солнечных масс дистанция разрушения составит 3200 км, а радиус Шварцшильда — 30 000 км.