Černá díra: Porovnání verzí

Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed směrem do středu nerotující černé díry Schwarzschildova typu. Čím blíže se dostane k horizontu událostí, tím déle trvá [[foton]]ům, které vyzařuje, uniknout gravitačnímu poli černé díry. Vzdálený pozorovatel uvidí kosmonautův zpomalující se sestup při přibližování se k [[horizont událostí|horizontu událostí]], který zdánlivě nikdy nedosáhne.

Astronaut z vlastního pohledu překročí [[horizont událostí]] a dosáhne singularity v konečném čase. V momentě, kdy překročí [[horizont událostí]], ho nebude možné pozorovat z okolního vesmíru. Během pádu by si všiml, že světlo přicházející z jeho chodidel, potom kolen a tak dále se podléhá zvětšujícímu se rudému posuvu, až se stane neviditelným. Když se přibližuje k singularitě, tak se [[gradient]] gravitačního pole od hlavy k chodidlům značně zvětší. Bude se cítit natažený a nakonec ho roztrhnou [[slapová síla|slapové síly]], protože v jeho chodidlech bude působit mnohem větší gravitace než na úrovni hlavy. Blízko singularity se gradient stane dostatečně velkým k roztržení samotných atomů[[atom]]ů. Bod, ve kterém se slapové síly stávají zhoubnými, závisí na hmotě černé díry. Pro velké černé díry, jako ty v centrech [[galaxie|galaxií]], bude tento bod ležet až pod [[horizont událostí|horizontem událostí]], takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes [[horizont událostí]] živý a v případech supermasivních černých děr tento přechod nemusí dokonce ani pocítit. Naopak u malých černých děr se tyto slapové síly mohou stát osudnými mnohem dříve, než kosmonaut dosáhne [[horizont událostí|horizontu událostí]].