當的方式瓦解：一種是黑洞附近的兩顆管星式恆星的碰撞；另一種是單個恆星被黑洞的潮汐力撕裂。
恆星碰撞
太陽系裡兩顆管星相撞的機會是微乎其微的，而在黑洞附近就不是如此。恆星之間碰撞的理論表明，兩顆太陽型別恆星的低速（低於500公里／秒）碰撞是“軟”碰撞，它們將粘結在一起，成為一顆大恆星。如果它們的速度大於500公里／秒，恆星就會被撞成碎片並散射開去。在星系盤甚至星團裡，恆星的速度很少有超過200公里／秒的，然而，巨型黑洞的極深力洪能把附近恆星加速到每秒幾千公里的速度。可以計算出，在一個10億M黑洞周圍10光年的範圍內，香星式恆星的碰撞是毀壞性的，發生的頻率為每年10次。碰撞的碎片成為氣體雲，在圍繞黑洞的軌道上運轉，填充著黑洞的“食品櫃”。
不過，恆星間的碰撞看來只能作為那些含有很大黑洞的類星體的維持機制。對於那些其中黑洞較小、活動性也差些的星系核，恆星碰撞的頻率就太低，以至於可能根本不起什麼作用。
黑潮汐
巨型黑洞周圍最驚心動魄的現象恐怕就是恆星被潮汐力所粉碎了。當一顆恆星在黑洞附近運動時，它靠近黑洞的一側所受的引力比另一側所受的要強，兩側受力之差就是由黑洞所施加的潮汐力（見“宇宙高爾夫球場”一節）。如果恆星運動的軌道近似是圓形的，潮汐力就總是很小，恆星能夠調整其內部結構，成為朝向黑洞拉長的形狀，以與外力相適應。但是，如果恆星是在黑洞引力場內的一個偏心軌道上運動，潮汐力就會隨著它與黑洞距離的減小而迅速增大（在黑洞中心潮汐力成為無窮大，見“輕率的宇航員”一節），於是就會有這樣一個位置，潮汐力達到與把恆星約束在一起的力一樣大，恆星就再也不能調整其內部結構，而是開始急劇地變形，並被無可挽回地瓦解。
這種壯烈的事件只有當恆星行進到與黑洞的一個；臨界距離以內時才會發生，這個距離稱為洛希限度，因法國數學家洛希在1847年研究行星與其衛星之間的潮汐力問題而得名（絡希的名字也被用於命名錶徵雙星弓I力影響範圍的“洛希瓣”，見圖59有趣的是，一顆超過了洛希限度的恆星的破碎，就像它與另一顆相對速度超過500公里／秒的恆星相碰撞時一樣容易。恆星一旦穿越洛希限度，它就像是與自己碰撞一樣）。
洛希限度的大小主要取決於黑洞的質量，如果黑洞質量太大，即超過1億M，黑洞半徑（與質量成正比）就會比洛希限度大。這種情況下恆星只有在黑洞內部才會被潮汐力破碎，所有碎片自然也都在黑洞之內，天文學家也就什麼都觀測不到。對於質量較小的黑洞，恆星能在黑洞外被潮汐力摧毀。這就是為什麼今天的大多數天體物理學家相信，賽弗特星系和那些幾乎不活動的星系核裡有著質量在11萬到1億Mpe間的黑洞，這些黑洞在吞食著由潮汐力撕裂的恆星碎片；而類星體和明亮的星系核裡有著質量更大的黑洞，吸積原料則由恆星碰撞來提供。
“薄煎餅”
關於恆星被潮汐力變形和破碎的描述長期以來是以洛希對行星周圍圓軌道上液體或固體衛星的研究為基礎的。他證明，一個天體在另一個近鄰大質量天體潮汐力作用下，會趨於在朝著後者的方向上伸長，而在垂直方向上收縮。這就是海洋麵不僅在最靠近月亮處較高（那裡受到的月亮引力最強），而且在正相反的位置上也較高的緣故（圖67）。如果潮汐力相當大，如在一些很緊密地束縛著的雙星系統的情況中，天體就會被拉成瘦長，像雪茄的形狀。洛希限度就是這樣一個距離，比它更近時變形會如此嚴重，以至於天體不再能穩定存在，而是開始破裂。
儘管以上所述對地球一月亮的情況是正確的，對黑洞一恆星系統卻未必如此，因為天體的型別大不相同。布蘭登·卡特和我本人幾年前在默冬天文臺決定重新考查這個問題，我們發現了未曾預期的現象，使得一些已被人們認可的關於天體被摧毀的概念受到了挑戰。
黑洞一恆星系統與行星一衛星系統的差別主要是兩點。第一，香星式恆星的軌道不是圓形的，而是拉得很扁的。一顆恆星要到達潮汐力具有破壞性的區域，它就必須沿很偏心的軌道運動。如果銀河系中心確有一個質量為300萬M、半徑為1000萬公里的黑洞，則任何一個像太陽這樣的恆星行進到距黑洞2億公里以內時都會被摧毀，因為這個距離就是銀心的洛希限度。我們給自己提出的問題是這樣的：對於一顆深入到了洛希限度以內而又沒有被黑洞吞噬的恆星，將會發