Disrupción de marea
Compara radio de marea, paso y retorno estelar idealizado alrededor de un agujero negro.
Acerca de esta herramienta
Elige un ejemplo o valores propios y pulsa Calcular. M☉ y R☉ son masas y radios solares. r_p/R_t fija el acercamiento mínimo respecto al radio de marea; β = R_t/r_p mide la penetración. Los ejes de la vista de radios tienen la misma escala. El marcador amarillo ampliado muestra el periastro, no el tamaño real de la estrella. Restablecer recupera el ejemplo solar y la vista de radios, y borra los resultados sin calcular de nuevo.
Estimación, no simulación de destrucción: R_t = R★(M_BH/M★)¹ᐟ³ usa la convención TDE habitual. Su coeficiente depende de estructura estelar, espín y duración del paso. No es una frontera garantizada de disrupción total ni un límite de Roche circular. La órbita azul es parabólica y newtoniana; se oculta para r_p ≤ 10 r_s. Es un límite prudente del modelo, no una frontera exacta de captura. El agujero no gira.
Retorno: Las estimaciones de una disrupción completa se muestran solo para r_p ≤ R_t y r_p > 10 r_s. Δε = GM_BH R★/R_t², t_min = 2πGM_BH/(2Δε)³ᐟ² y Ṁ = M★/(3t_min)(t/t_min)⁻⁵ᐟ³ suponen un paso parabólico y energía uniformemente distribuida. La energía se fija en R_t, por lo que el periastro no cambia esta curva ideal. No se predicen acreción, curva de luz, hidrodinámica ni supervivencia segura.
La masa para R_t = r_s es una igualdad aproximada de radios, no un límite exacto de Hills o captura; faltan relatividad y espín. Los parámetros estelares independientes no se validan con un modelo de evolución estelar. El agujero debe ser al menos 1000 veces más masivo. La vista 3D muestra los mismos radios sin movimiento arbitrario de partículas; cálculos y gráficos funcionan sin WebGL.