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En astrofísica , la espaguetificación (a veces denominada efecto fideos ) [1] es el estiramiento vertical y la compresión horizontal de objetos en formas largas y delgadas (más bien 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 pequeña región, la compresión horizontal equilibra el estiramiento vertical de modo que un objeto pequeño que se espaguetiza no experimenta ningún cambio neto de volumen.
Stephen Hawking describió el vuelo de un astronauta ficticio que, al pasar dentro del horizonte de sucesos de un agujero negro , es "estirado como espagueti" por el gradiente gravitacional (diferencia de 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 provocaría que la persona se estirara verticalmente. Junto con eso, el lado derecho del cuerpo será arrastrado hacia la izquierda y el lado izquierdo del cuerpo será arrastrado hacia la derecha, comprimiendo horizontalmente a la persona. [3] Sin embargo, el término espaguetificación se estableció mucho antes. [4] La espaguetificación de una estrella fue fotografiada por primera vez en 2018 por investigadores que observaron un par de galaxias en colisión a aproximadamente 150 millones de años luz de la Tierra. [5]
En este ejemplo, cuatro objetos separados se encuentran en el espacio sobre un planeta, colocados en una formación de diamante. Los cuatro objetos siguen las líneas del campo gravitoeléctrico , [6] dirigido hacia el centro del cuerpo celeste. De acuerdo con la ley del cuadrado inverso , el objeto más bajo de los cuatro experimenta la mayor aceleración gravitacional, 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 desarrollan fuerzas elásticas internas a medida que el cuerpo se distorsiona para equilibrar las fuerzas de marea, logrando 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 pedazos rotos.
En el campo de gravedad debido a una masa puntual o una masa esférica, para una varilla uniforme orientada en la dirección de la gravedad, la fuerza de tracción en el centro se encuentra mediante la integración de la fuerza de marea desde el centro hasta uno de los extremos. Esto da F =µlm/4 r 3, donde μ es el parámetro gravitacional estándar del cuerpo masivo, l es la longitud de la varilla, m es la masa de la varilla y r es la distancia al cuerpo masivo. Para objetos no uniformes, la fuerza de tracción es menor si hay más masa cerca del centro, y hasta el doble si hay más masa en los extremos. Además, existe una fuerza de compresión horizontal hacia el centro.
Para cuerpos masivos con una superficie, la fuerza de tracción es mayor cerca de la superficie, y este valor máximo solo depende del objeto y de la densidad promedio del cuerpo masivo (siempre que el objeto sea pequeño en relación con el cuerpo masivo). Por ejemplo, para una varilla con una masa de 1 kg y una longitud de 1 m, y un cuerpo masivo con la densidad promedio de la Tierra, esta fuerza de tracción máxima debida a la fuerza de marea es de solo 0,4 μN.
Debido a la alta densidad, la fuerza de marea cerca de la superficie de una enana blanca es mucho más fuerte, provocando en el ejemplo una fuerza de tracción máxima de hasta 0,24 N. Cerca de una estrella de neutrones , las fuerzas de marea son nuevamente mucho más fuertes: si la varilla tiene una fuerza de tracción de 10.000 N y cae verticalmente sobre una estrella de neutrones de 2,1 masas solares, dejando de lado que se derretiría, se rompería a una distancia de 190 km del centro, muy por encima de la superficie (una estrella de neutrones suele tener una radio de sólo unos 12 km). [nota 1]
En el caso anterior, los objetos en realidad serían destruidos y las personas morirían por el calor, no por las fuerzas de marea, pero cerca de un agujero negro (suponiendo que no haya materia cerca), los objetos en realidad serían destruidos y las personas morirían por las fuerzas de marea porque no hay radiación (fuera de la radiación teórica de Hawking). Además, un agujero negro no tiene superficie para detener una caída. De este modo, el objeto que cae se estira hasta formar una fina franja de materia.
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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 sólo una cuestión de tiempo, ya que una vez dentro En un horizonte de sucesos, caer 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 [nota 2] la varilla antes mencionada 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.
De
nuestra experiencia electrodinámica podemos inferir inmediatamente que cualquier cuerpo esférico en rotación (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 M del cuerpo; el momento dipolar gravitomagnético es su momento angular de espín S.
