Gezeitenstörung
Gezeitenradius, Vorbeiflug und idealisierte Rückfallrate eines Sterns am schwarzen Loch vergleichen.
Über dieses Tool
Wähle ein Stern-Beispiel oder eigene Werte und Berechnen. M☉ und R☉ sind Sonnenmassen und Sonnenradien. r_p/R_t legt die engste Annäherung relativ zum Gezeitenradius fest; β = R_t/r_p ist die Eindringtiefe. In der Radienansicht haben beide Achsen denselben Maßstab. Die gelbe Markierung zeigt die gewählte Periapsis, nicht den Stern in Originalgröße. Zurücksetzen stellt das Sonnenbeispiel und die Radienansicht wieder her und leert die Ausgabe ohne Neuberechnung.
Abschätzung, keine Zerstörungssimulation: R_t = R★(M_BH/M★)¹ᐟ³ verwendet die übliche TDE-Konvention. Der Faktor hängt tatsächlich von Sternstruktur, Spin und Bahndauer ab. R_t ist weder eine sichere Grenze für vollständige Zerstörung noch eine Roche-Grenze für eine Kreisbahn. Die blaue Referenzbahn ist Newtonsch und parabolisch; sie wird bei r_p ≤ 10 r_s ausgeblendet. Diese 10-r_s-Regel ist eine konservative Modellgrenze, keine exakte Fanggrenze. Das Loch ist hier nicht rotierend.
Rückfall: Nur für r_p ≤ R_t und r_p > 10 r_s werden Größen für eine angenommene vollständige Störung gezeigt. Δε = GM_BH R★/R_t², t_min = 2πGM_BH/(2Δε)³ᐟ² und Ṁ = M★/(3t_min)(t/t_min)⁻⁵ᐟ³ setzen eine parabolische Begegnung und gleichmäßige Verteilung der Trümmerenergie voraus. Die Energie wird bei R_t festgelegt, daher ändert die Periapsis diesen idealisierten Verlauf nicht. Es wird keine Akkretionsrate, Lichtkurve, Trümmerhydrodynamik oder sichere Überlebenswahrscheinlichkeit vorhergesagt.
Die Masse bei R_t = r_s ist nur eine grobe Schwarzschild-Radien-Gleichheit, keine exakte Hills-/Fanggrenze; relativistische Effekte und Lochspin fehlen. Die gewählten Sternparameter sind unabhängig und werden nicht als realistisches Sternentwicklungsmodell validiert. Das Loch muss mindestens 1000-mal massereicher als der Stern sein. 3D zeigt dieselben Radien, ohne frei erfundene Teilchenbewegung; ohne WebGL bleiben Rechnung und Diagramme verfügbar.