Subramanyan Chandrasekhar

Subramanyan Chandrasekhar
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Chandrasekhar.jpg
Astrofísico
Nacimiento19 de octubre de 1910
Lahore, Bandera de Pakistán Pakistán
Fallecimiento21 de agosto de 1995
Chicago, Illinois, Bandera de los Estados Unidos de América Estados Unidos
Nacionalidadestadounidense
Alma materUniversidad de Cambridge
OcupaciónAstrofísico
Conocido porChandra
TítuloDoctor en Física
CónyugeFrancisca González
PadresSita Balakrishnan y Chandrasekhara Subrahmanya Ayyar

Subramanyan Chandrasekhar. Uno de los primeros científicos en combinar las disciplinas de la física y la astronomía originando la astrofísica, tambien Chandra fue un profesor popular que dirigió más de cincuenta estudiantes en su doctorado. Su investigación ha tocado varias ramas y exploró casi todas los aspectos de la astrofísica teórica.

Síntesis biográfica

Primeros años

Nace en Lahore, Pakistán, el 19 de octubre de 1910. Subrahmanyan Chandrasekhar (pronunciado: su / BRA / mon »/ Yon /Chandra / se / kar) fue un hindú nacionalizado estadounidense, conocido en el mundo como Chandra (que significa luna o luminoso en sánscrito), fue uno de los primeros científicos en combinar las disciplinas de la física y la astronomía originando la astrofísica.

Era hijo de Sita Balakrishnan y Chandrasekhara Subrahmanya Ayyar, y sobrino de Chandrasekhara Venkata Raman, ganó también el premio Nobel de física en 1930.

Trayectoria científica

En 1918 se trasladó a Madrás, donde cursó la licenciatura en Física en el Colegio de la Presidencia (1925-1930). Prosiguió sus estudios en la Universidad de Cambridge (1930-1933), donde obtuvo su doctorado bajo la dirección de Ralph Fowler.

El 11 de enero de 1935 realizó una presentación de su trabajo en la Real Sociedad de Londres, tras la cual el famoso Arthur Eddington ridiculizó (equivocadamente) las teorías del joven investigador.

En enero de [[1937] se trasladó al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago donde permanecería hasta su muerte. Él y su esposa se convirtieron en ciudadanos estadounidenses en 1953.

Colaboró con otros científicos en el Proyecto Manhattan. Posteriormente siguió estudiando el transporte radiactivo en el interior de los cuerpos celestes.

Su modo de trabajar era el siguiente según el mismo decía: búsqueda de un área de interés compatible con sus gustos, habilidades y temperamento. Tras años de estudio sobre ese tema cuando consideraba que había acumulado un bagaje de conocimientos y logrado una perspectiva idónea, presentaba a la comunidad científica su punto de vista.

Él señalaba que ha habido siete períodos de éste tipo en su vida: la estructura estelar, incluyendo la teoría de las enanas blancas (1929-1939); la dinámica estelar, incluyendo la teoría del movimiento browniano (1938-1943); la teoría de la transferencia de radiación, incluyendo la teoría de atmósferas estelares y la teoría cuántica de los iones negativos de hidrógeno y la teoría de las atmósferas planetarias, incluyendo la teoría de la iluminación y la polarización del cielo iluminado por el Sol (1943-1950), la estabilidad hidromagnética y la estabilidad hidrodinámica, incluyendo la teoría de la ley de Rayleigh- Bénard (1952-1961), el equilibrio y la estabilidad de la elipsoidal de equilibrio, en parte, en colaboración con Norman R. Lebovitz (1961-1968), la teoría de la relatividad general y la astrofísica relativista (1962-1971), y la matemática en la teoría de los agujeros negros (1974 - 1983).

Desde 1952 y durante 19 años, fue el editor de la revista Astrophysical Journal y la convirtió en un referente mundial para esta rama de la ciencia.

Muerte

Muere en Chicago, Illinois, Estados Unidos el dia 21 de agosto de 1995.

Descubrimiento

En esta primera etapa de su carrera, su trabajo se centró en las estrellas enanas blancas. Demostró que la masa de una enana blanca tiene un límite superior, conocido ahora como el límite de Chandrasekhar. El límite consistía en precisar en sus cálculos lo refererente a los efectos cuánticos y relativistas. Como consecuencia de ello señaló que sólo las estrellas con una masa superior a 1,4 veces la del Sol y con la desaparición de las reacciones termonucleares, se colapsarían a niveles inferiores a la circunferencia de la Tierra.

Una enana blanca es la última etapa en la evolución de una estrella como el Sol. Cuando la fuente de energía nuclear en el centro de una estrella como el Sol se ha agotado, se colapsa para formar una enana blanca. Este descubrimiento es fundamental para gran parte de la astrofísica moderna, ya que demuestra que las estrellas mucho más masivas que el Sol deben estallar.

Obra

  • Teoría matemática de los agujeros negros (1983).
  • Cifras de equilibrio elipsoidales (1968).
  • Estabilidad hidrodinámica y magnetohidrodinámica (1961).
  • Transferencia radiactiva (1950).
  • Principios de la dinámica estelar (1942).
  • Introducción al estudio de la estructura estelar (1939).

Premios y reconocimientos

El asteroide 1958 Chandra tiene ese nombre en su honor.

Fuentes