Rupture par effet de marée
Comparer rayon de marée, passage et retour idéalisé de débris stellaires autour d’un trou noir.
À propos de cet outil
Choisissez un exemple ou des valeurs libres, puis Calculer. M☉ et R☉ sont les masses et rayons solaires. r_p/R_t fixe le passage le plus proche par rapport au rayon de marée ; β = R_t/r_p mesure la pénétration. Les axes de la vue des rayons ont la même échelle. Le repère jaune agrandi indique le périastre, pas la taille réelle de l’étoile. Réinitialiser rétablit l’exemple solaire et la vue des rayons, puis efface les résultats sans recalculer.
Estimation, pas simulation de destruction : R_t = R★(M_BH/M★)¹ᐟ³ suit la convention TDE usuelle. Son coefficient dépend de la structure stellaire, du spin et de la durée du passage. Ce n’est ni une frontière garantie de rupture complète ni une limite de Roche en orbite circulaire. L’orbite bleue est parabolique et newtonienne ; elle est masquée pour r_p ≤ 10 r_s. Cette limite prudente n’est pas une frontière exacte de capture. Le trou ne tourne pas.
Retour : Les estimations d’une rupture complète apparaissent seulement pour r_p ≤ R_t et r_p > 10 r_s. Δε = GM_BH R★/R_t², t_min = 2πGM_BH/(2Δε)³ᐟ² et Ṁ = M★/(3t_min)(t/t_min)⁻⁵ᐟ³ supposent un passage parabolique et une distribution uniforme d’énergie. L’énergie est fixée à R_t : changer le périastre ne change pas cette courbe idéale. Ni accrétion, courbe de lumière, hydrodynamique des débris ni survie certaine ne sont prédites.
La masse pour R_t = r_s est une égalité approximative de rayons, pas un seuil exact de Hills ou de capture ; relativité et spin du trou sont absents. Les paramètres stellaires indépendants ne sont pas validés par un modèle d’évolution stellaire. Le trou doit être au moins 1000 fois plus massif. La 3D montre les mêmes rayons sans mouvement arbitraire de particules ; calculs et diagrammes fonctionnent sans WebGL.