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Articulo de referencia

Espaguetificación

Astronauta cayendo en un agujero negro (ilustración esquemática del efecto de espaguetificación) Fuerzas de marea que actúan sobre un cuerpo esférico en un campo gravitatorio no...

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Astronauta cayendo en un agujero negro (ilustración esquemática del efecto de espaguetificación)
Fuerzas de marea que actúan sobre un cuerpo esférico en un campo gravitatorio no homogéneo . En este diagrama, la fuerza gravitatoria se origina en una fuente situada a la derecha. Se muestran tanto el campo de marea (flechas rojas gruesas) como el campo de gravedad (flechas azules finas) ejercidos sobre la superficie y el centro del cuerpo (etiqueta O) por una fuente (etiqueta S).

En astrofísica , la espaguetificación (a veces denominada efecto fideo ) [1] es el estiramiento vertical y la compresión horizontal de objetos en formas largas y delgadas (como espaguetis ) en un campo gravitacional muy fuerte y no homogéneo . Es causada por fuerzas de marea extremas . En los casos más extremos, cerca de un agujero negro , el estiramiento y la compresión son tan poderosos que ningún objeto puede resistirlos. Dentro de una región pequeña, la compresión horizontal equilibra el estiramiento vertical de modo que un objeto pequeño que se espaguetiza no experimenta ningún cambio neto en el volumen.

Stephen Hawking describió el vuelo de un astronauta ficticio que, al pasar dentro del horizonte de sucesos de un agujero negro , se "estira como un espagueti" por el gradiente gravitacional (diferencia en la fuerza gravitacional) de la cabeza a los pies. [2] La razón por la que esto sucede sería que la fuerza gravitacional ejercida por la singularidad sería mucho más fuerte en un extremo del cuerpo que en el otro. Si uno cayera en un agujero negro con los pies por delante, la gravedad en sus pies sería mucho más fuerte que en su cabeza, lo que haría que la persona se estirara verticalmente. Junto con eso, el lado derecho del cuerpo será tirado hacia la izquierda y el lado izquierdo del cuerpo será tirado hacia la derecha, comprimiendo horizontalmente a la persona. [3] Sin embargo, el término espaguetificación se estableció mucho antes de esto. [4] La espaguetificación de una estrella fue fotografiada por primera vez en 2018 por investigadores que observaron un par de galaxias en colisión aproximadamente a 150  millones de años luz de la Tierra. [5]

Un ejemplo sencillo

La espaguetificación de cuatro objetos cayendo hacia un planeta

En este ejemplo, cuatro objetos separados se encuentran en el espacio sobre un planeta, ubicados en una formación de diamante. Los cuatro objetos siguen las líneas del campo gravitoeléctrico [6] , dirigidas hacia el centro del cuerpo celeste. De acuerdo con la ley del cuadrado inverso , el más bajo de los cuatro objetos experimenta la mayor aceleración gravitatoria, de modo que toda la formación se estira formando una línea.

Estos cuatro objetos son partes conectadas de un objeto más grande. Un cuerpo rígido resistirá la distorsión y se desarrollarán fuerzas elásticas internas a medida que el cuerpo se deforme para equilibrar las fuerzas de marea, alcanzando así el equilibrio mecánico . Si las fuerzas de marea son demasiado grandes, el cuerpo puede ceder y fluir plásticamente antes de que las fuerzas de marea puedan equilibrarse, o fracturarse, produciendo un filamento o una línea vertical de piezas rotas.

Dentro o fuera del horizonte de eventos

Espaguetificación de una estrella por un agujero negro supermasivo [7]

El punto en el que las fuerzas de marea destruyen un objeto o matan a una persona dependerá del tamaño del agujero negro. Para un agujero negro supermasivo , como los que se encuentran en el centro de una galaxia, este punto se encuentra dentro del horizonte de sucesos , por lo que un astronauta puede cruzar el horizonte de sucesos sin notar ningún aplastamiento o tirón, aunque sigue siendo solo una cuestión de tiempo, ya que una vez dentro de un horizonte de sucesos, la caída hacia el centro es inevitable. [8] Para los agujeros negros pequeños cuyo radio de Schwarzschild está mucho más cerca de la singularidad , las fuerzas de marea matarían incluso antes de que el astronauta alcance el horizonte de sucesos. [9] [10] Por ejemplo, para un agujero negro de 10 masas solares, la varilla mencionada anteriormente se rompe a una distancia de 320 km, muy fuera del radio de Schwarzschild de 30 km. Para un agujero negro supermasivo de 10.000 masas solares, se romperá a una distancia de 3.200 km, muy dentro del radio de Schwarzschild de 30.000 km.

Referencias

Citas en línea
  1. ^ Wheeler, J. Craig (2007). Catástrofes cósmicas: estrellas en explosión, agujeros negros y cartografía del universo (2.ª ed.). Cambridge ; Nueva York: Cambridge University Press. p. 182. ISBN 978-0-521-85714-7.OCLC 73954922  .
  2. ^ Hawking, Stephen (1988). Una breve historia del tiempo . Bantam Dell Publishing Group. pág. 256. ISBN 978-0-553-10953-5.
  3. ^ Fraknoi, Andrew ; Morrison, David ; C. Wolff, Sydney (2016). Astronomía . OpenStax. pág. 862. ISBN. 9781938168284.
  4. ^ Calder, Nigel (1977). La clave del universo: un informe sobre la nueva física . Viking Press . pág. 143. ISBN. 978-0-67041270-9. Consultado el 10 de julio de 2022 .Publicado como complemento del documental de televisión de la BBC La clave del universo .
  5. ^ "Los astrónomos observan una erupción lejana mientras un agujero negro destruye una estrella" (nota de prensa). Observatorio Nacional de Radioastronomía. Phys.org. 14 de junio de 2018. Consultado el 15 de junio de 2018 .
  6. ^ Thorne, Kip S. (1988). "Gravitomagnetismo, chorros en cuásares y el experimento del giroscopio de Stanford" (PDF) . En Fairbank, J. D.; Deaver, Jr., B. S.; Everitt, C. F.; Micelson, P. F. (eds.). Cerca de cero: nuevas fronteras de la física . Nueva York : W. H. Freeman and Company . págs. 3, 4 (575, 576). A partir de nuestra experiencia electrodinámica podemos inferir inmediatamente que cualquier cuerpo esférico giratorio (por ejemplo, el sol o la tierra) estará rodeado por un campo gravitoeléctrico radial (newtoniano) g y un campo gravitomagnético dipolar H. El momento monopolar gravitoeléctrico es la masa del cuerpo M; el momento dipolar gravitomagnético es su momento angular de espín S.
  7. ^ Price, Daniel J.; Liptai, David; Mandel, Ilya; Shepherd, Joanna; Lodato, Giuseppe; Levin, Yuri (2024). "Envolventes de Eddington: el destino de las estrellas en órbitas parabólicas perturbadas por las mareas por agujeros negros supermasivos". The Astrophysical Journal Letters . 971 (2): L46. arXiv : 2404.09381 . Código Bibliográfico :2024ApJ...971L..46P. doi : 10.3847/2041-8213/ad6862 .
  8. ^ Hawley, John Frederick; Holcomb, Katherine A. (2005). Fundamentos de la cosmología moderna (2.ª ed.). Oxford ; Nueva York: Oxford University Press. pág. 253. ISBN 978-0-19-853096-1.
  9. ^ Hobson, Michael Paul; Efstathiou, Georges; Lasenby, Anthony N. (2006). Relatividad general: una introducción para físicos. Cambridge: Cambridge University Press. p. 265. ISBN 978-0-521-82951-9.
  10. ^ Kutner, Marc L. (2003). Astronomía: una perspectiva física (2.ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. pág. 150. ISBN 978-0-521-52927-3.
Referencias generales
  • Neil DeGrasse Tyson: Muerte por agujero negro (clara explicación del término)
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