Ylli Ynë Do Të Bëhet Një Vezull I Bardhë Një Ditë, Por Çfarë Është Saktësisht?

*Naikat e bardha janë një lloj i veçantë yjesh. Ato janë destinacioni i rreth 95 % të yjeve në galaksinë tonë, duke përfshirë Diellin. Çfarë dimë ne për këto yje ? *

Të naikat e bardha janë yje me ndriçim shumë të ulët (rreth mijë herë më pak se Dielli). Ato janë të bardha sepse janë jashtëzakonisht të nxehta (rreth 10,000 deri në 100,000 °C, në krahasim me 5,000 °C në sipërfaqen e Diellit). Në fizikë, çdo ngjyrë lidhet me një temperaturë (të lidhur me gjatësinë e valës dhe frekuencën e dritës përkatëse): e bardha është më e nxehtë, bluja është më e nxehtë se e kuqja, dhe e zezë është më e ftohtë.

Mund të mendosh se një yll më i nxehtë do të jetë më i ndritshëm, por kjo nuk është e vërtetë për naikat e bardha. Për yjet "standarde" (si Dielli), reaksionet bërthamore brenda yllit janë përgjegjëse për emetimin e dritës së tyre. Përkundrazi, nuk ka reaksione bërthamore në një naine të bardhë, gjë që bën që drita e vetme që ajo emeton të vijë nga energjia e saj termike (si një fijë e ndezur në një llambë).

Naikat e bardha kanë një masë të krahasueshme me masën e Diellit (2x10³⁰ kg), por një rreze të krahasueshme me atë të Tokës (6,400 km, kundrejt 700,000 km të Diellit). Në përfundim, naikat e bardha janë yje jashtëzakonisht të dendur (më të dendur se vrimat e zeza dhe yjet me neutrone): dendësia volumike e materialit aty është rreth një ton për cm³ (krahasuar me disa gramë për cm³ për materiale "standarde" në Tokë).

Në të tilla dendësi, materiali sillet në një mënyrë shumë të ndryshme nga ajo që jemi mësuar, dhe efektet kuantike shfaqen në shkallë makroskopike: flitet për « material të degjeneruar ». Dendësia është aq e lartë sa që bërthamat atomike janë më afër njëra-tjetrës sesa distanca midis bërthamës dhe elektroneve. Prandaj, elektronet e dy atomeve të afërta duhet të gjenden në të njëjtin vend (në të njëjtën « orbitale atomike »). Kjo është e ndaluar nga një parim i mekanikës kuantike të quajtur parimi i përjashtimit të Pauli : në fakt, elektronet shtyhen njëra-tjetrën për të mos qenë në të njëjtën orbitale, gjë që shkakton një presion jashtëqumësor të quajtur « presion i degjenerimit ».

Çdo dy javë, emra të mëdhenj, zëra të rinj, tema të papritura për të shpjeguar lajmet shkencore dhe për të kuptuar më mirë botën. Abonohuni falas sot!

Naine e bardhë: e ardhmja e Diellit

Për rreth 5 miliardë vjet, kur Dielli të fillojë të mungojë hidrogjen për reaksionet e tij të bashkërenditjes bërthamore, ai do të rritet deri sa të përfshijë të paktën Merkurin, Venusin, dhe ndoshta edhe Tokën, duke formuar kështu një giga e kuqe. Më pas, ai do të kalojë nëpër faza të ndryshme të tkurrjes dhe zgjerimit, të lidhura me reaksione të ndryshme të bashkërenditjes së hidrogjenit dhe heliumit që përbëjnë. Megjithatë, ai nuk do të jetë mjaft i nxehtë për të kryer reaksionet e bashkërenditjes së atomeve më të rënda (sidomos atë të karbonit). Prandaj, presioni (në drejtim të jashtëm të Diellit) nuk do të jetë më i mjaftueshëm për të kompensuar gravitetin (në drejtim të brendshëm), gjë që do të çojë në rrëzimin gravitar të zemrës së Diellit për të formojë një naine të bardhë. Shtresat periferike të Diellit do të formojnë një nebuloze planetare, një re gazi të nxehtë dhe të dendur të shtypur drejt mesit ndërplanetar. Ky gaz mund të formojë më vonë një yll tjetër dhe planete të tjera…

Ekziston një masë maksimale për një naine të bardhë, e cila quhet masa e Chandrasekhar, dhe që vlen rreth 1,4 herë masën e Diellit. Përdore, forcat e presionit të brendshëm nuk arrijnë më të kompensojnë gravitetin. Kur një naine e bardhë kalon masën e Chandrasekhar duke akumuluar materie, ajo rrëzohet mbi veten e saj, duke dhënë lindjen një ylli me neutrone ose një supernovë. Në një yll me neutrone, gjendja e materies është gjithashtu e degeneruar, edhe më e dendur se naine e bardhë. Protonet dhe elektronet e materies që përbëjnë naine e bardhë kanë bashkërenduar për të formuar neutrone. Një supernovë është një objekt i ndryshëm: është shpërthimi i një ylli. Ky fenomen është shumë i shkurtër (me një kohë më pak se një sekondë), por mbetet i dukshëm për disa muaj. Supernovat janë jashtëzakonisht të ndritshme, dhe disa madje janë parë edhe gjatë ditës.

Si ajo nuk kalon mbi masën e Chandrasekhar, koha e jetës teorike të një naine të bardhë është aq e lartë sa mendohet se asnjë naine e bardhë në univers nuk është për momentin në fund të jetës, duke marrë parasysh moshën e universit (rreth 13,6 miliardë vjet). Në fakt, nainat e bardha lëshojnë dritë për shkak të temperaturës së tyre. Kjo dritë është energji e shpërndarë nga naina e bardhë, gjë që bën që ajo të humbë energji gjatë jetës së saj, dhe prandaj ftohet. Disa supozime janë paraqitur në lidhje me fatin përfundimtar të një naine të bardhë, si nainat e zeza, që kanë një temperaturë aq të ulët sa nuk lëshojnë më dritë.

Si të vëzhgoni nainat e bardha?

Naia e parë e bardhë u zbulua nga Hersheli (zbuluesi i Uranit) në vitin 1783, në sistemin yjor të trefishtë 40 Eridani. Ky sistem përbëhet nga tre yje, por vetëm ylli më i ndritshëm, 40 Eridani A, mund të vëzhgohej drejtpërdrejt në atë kohë; ekzistenca e dy yjeve të tjerë, 40 Eridani B (naia e bardhë në fjalë) dhe C, u përcaktua përmes llogarive të mekanikës qiellore.

Për shkak të ndriçimit të tyre të ulët dhe madhësisë së vogël, nainat e bardha kanë mbetur për shumë kohë të padetektueshme nga teleskopët tanë. Vetëm që nga përparimet teknologjike të fillimit të shekullit XX janë të vëzhgueshme drejtpërdrejt. Në fakt, 40 Eridani B u identifikua si naine e bardhë në vitin 1914.

Sot, katalogu Gaia i ESA-së (Agjencia Evropiane e Hapësirës) numëron rreth 100,000 naina të bardha në galaksinë tonë, nga më shumë se një miliard burime të ndritshme të identifikuara.

_Autori dëshiron të falënderojë veçanërisht Dr Stéphane Marchandon (Shkolla e biologjisë industriale) për diskutime interesante dhe korrigjime të sjella në këtë artikull.

_