Спагеціфікацыя

Спагеціфікацыя () — астрафізічны тэрмін (часам таксама сустракаецца назва эфект локшыныWheeler, 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) для абазначэння моцнага расцяжэння аб’ектаў па вертыкалі і гарызанталі (гэта значыць, яны робяцца падобнымі да спагеці). Прычынай такога расцяжэння з’яўляецца вялікая прыліўная сіла ў вельмі моцным неаднародным гравітацыйным полі. У выпадках, калі аб’екты знаходзяцца каля чорных дзірак, дэфармацыя пры такім расцяжэнні настолькі моцная, што ніякі аб’ект не можа захаваць сваю структуру.

Стывен Хокінг, апісваючы гэты тэрмін у сваёй кнізе «Кароткая гісторыя часу», прыводзіць у якасці прыкладу палёт гіпатэтычнага касманаўтаHawking, Stephen. A Brief History of Time. — Bantam Dell Publishing Group, 1988. — P. 256. — ISBN 978-0-553-10953-5., які, пралятаючы праз гарызонт падзей чорнай дзіркі, «расцягваецца, як спагеці» гравітацыйным градыентам. Пры гэтым тэрмін «спагеціфікацыя» з’явіўся яшчэ да публікацыі кнігі Хокінга.

 Просты прыклад спагеціфікацыі 
Чатыры аб’екты (пазначаныя на схеме зялёнымі кропкамі) рухаюцца ў гравітацыйным полі Thorne, Kip S. Gravitomagnetism, Jets in Quasars, and the Stanford Gyroscope Experiment // Near Zero: New Frontiers of Physics. — W. H. Freeman and Company, New York, 1988. — P. 572. — ISBN 978-0-71671831-4. ў накірунку да цэнтра нябеснага цела. У адпаведнасці з законам адваротных квадратаў, бліжэйшы да нябеснага цела аб’ект атрымлівае найбольшае паскарэнне, і калі ўявіць усе чатыры аб’екты часткамі аднаго, больш вялікага аб’екта, тады відавочна, што ён будзе дэфармавацца за кошт прыліўных сіл, і пры адпаведнай велічыні гэтых сіл будзе альбо разарваны, альбо «выцягнуты».


 Унутры і па-за гарызонтам падзей 
Размяшчэнне кропкі, у якой прыліўныя сілы дасягаюць такой велічыні, што разбураюць аб’ект, які туды трапіў, залежыць ад памеру чорнай дзіркі. Для звышмасіўных чорных дзірак, напрыклад для такіх, якія размешчаны ў цэнтры Галактыцы, гэтая кропка ляжыць у межах іх гарызонту падзей, таму гіпатэтычны касманаўт можа перасекчы іх гарызонт падзей, не заўважаючы ніякіх дэфармацый, аднак пасля перасячэння гарызонту падзей яго падзенне да цэнтра чорнай дзіркі ўжо будзе непазбежным. Для маленькіх чорных дзірак, у якіх радыус Шварцшыльда значна бліжэй да сінгулярнасці, прыліўныя сілы заб’юць касманаўта яшчэ да дасягнення ім гарызонту падзей  Hobson, Michael Paul. 11. Schwarzschild black holes // General relativity: an introduction for physicists / Michael Paul Hobson, Efstathiou, Lasenby. — Cambridge University Press, 2006. — P. 265. — ISBN 0-521-82951-8. Kutner, Marc Leslie. 8. General relativity // Astronomy: a physical perspective. — 2. — Cambridge University Press, 2003. — P. 150. — ISBN 0-521-52927-1.. Напрыклад, для чорнай дзіркі з масай у 10 мас Сонца на адлегласці ў 1000 кіламетраў ад яе, прыліўная сіла складзе 325 N, аб’ект будзе разбураны на адлегласці ў 320 км ад яе, а яе радыус Шварцшыльда складае 30 км. Для чорнай дзіркі з масай 10 тысяч сонечных мас дыстанцыя разбурэння складзе 3200 км, а радыус Шварцшыльда — 30 000 км.

Катэгорыя:Рэлятывісцкія і гравітацыйныя з’явы
Катэгорыя:Астрафізіка
Катэгорыя:Чорныя дзіркі
Катэгорыя:Метафары