Subrahmanyan Chandrasekhar

Subrahmanyan Chandrasekhar que nació un 19 de octubre de 1910 fue un físico teorico, astrofísico y matemático indio. Nació en Lahore, perteneciente a la entonces India Británica, actualmente Pakistán. Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 compartido con William Fowler por sus estudios sobre los procesos importantes en la estructura y evolución estelares. Se graduó en Madrás y se doctoró en Cambridge, aunque trabajó en Chicago desde 1937 hasta su muerte en 1995. Además del Premio Nobel, le fueron concedidas la Henry Norris Russell Lectureship de la American Astronomical Society en el año 1949, la Medalla Bruce de la Sociedad Astronómica del Pacífico en 1952, la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica en el 1953, la Medalla Henry Draper de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos en 1971 y la Medalla Copley de la Royal Society en 1984…

Subrahmanyan Chandrasekhar

En 1999, la NASA llamó en su honor al tercero de sus cuatro Grandes Observatorios, el Observatorio de rayos X Chandra. Incluso un asteroide, el 1958 Chandra, le debe su nombre. Su propio nombre, que se pronuncia chandrasejar, significa “el que está encima (sejar) de la Luna (chandra)“. En 1930, Chandrasekhar ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, Inglaterra. Por aquel entonces leyó uno de los libros de Arthur Eddington, The Internal Constitution of Stars, que le influyó profundamente. En dicho libro, Eddington sostenía que las estrellas acababan sus vidas transformadas en objetos pequeños del tamaño de la Tierra y conocidos como enanas blancas, tras agotar sus fuentes de energía. Chandrasekhar incluyó en sus cálculos efectos de tipo cuántico y relativistas, concluyendo que tan sólo las estrellas de baja masa podían terminar sus vidas tal y como Eddington había planteado.

Subrahmanyan Chandrasekhar

Sus cálculos más elaborados mostraban que para estrellas de masa superior a 1,4 la masa de nuestro propio Sol, éstas, en ausencia de una fuente interna de calor, se colapsarían por debajo del tamaño terrestre. Este límite se conoce como límite de Chandrasekhar. Sus descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros. En 1937, Chandrasekhar aceptó un trabajo en la Universidad de Chicago, donde permanecería durante el resto de su carrera científica. En Chicago, Chandrasekhar inició una nueva línea de trabajo que culminaría en la publicación de su obra The Principles of Stellar Dynamics en 1942. Durante la Segunda Guerra Mundial, Chandrasekhar colaboró con otros físicos de la Universidad de Chicago, como Enrico Fermi, en el Proyecto Manhattan. A comienzos de los años 1950, Chandrashekhar estudió detalladamente el transporte radiativo en el interior de las estrellas, pero su trabajo en este campo se referencia en numerosas ocasiones para el estudio del transporte radiativo de energía en cualquier medio (Radiative transfer). Más tarde, trabajaría en los efectos del magnetismo sobre las galaxias, su forma y evolución publicando otro clásico: Hydrodynamics and Hydromagnetic Stability del 1961.

Chandrasekhar en su juventud

Durante la siguiente década intentó descubrir como la rotación afecta la forma de los planetas, estrellas, galaxias y clústeres de galaxias. En los años 1970, Chandrasekhar volvió a examinar el colapso de las estrellas al final de su vida. Este trabajo concluyó con la publicación de la que quizás sea su obra más famosa: The Mathematical Theory of Black Holes, publicada en 1983. Por estos trabajos recibió el Premio Nobel de Física en 1983, que compartió con William Fowler. Su último libro fue Newton’s Principia for the Common Reader[1]

La Factoria Historica


[1] El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones. En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks. Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si ésta superase el límite de Chandrasekhar, se colapsaría para convertirse en una estrella de neutrones. De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de tres masas solares. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar. Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente 19 años.

Responder

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Cerrar sesión / Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Cerrar sesión / Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Cerrar sesión / Cambiar )

Google+ photo

Estás comentando usando tu cuenta de Google+. Cerrar sesión / Cambiar )

Conectando a %s