El colapso de las estrellas; Chandrasekhar.

El 21 de agosto de 1995, fallecía el físico teorico, astrofísico y matemático indio Subrahmanyan Chandrasekhar (19 de octubre de 1910 – 21 de agosto de 1995).

Fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1983 (compartido con William Fowler) por sus estudios sobre los procesos en la estructura y evolución estelares.

ChandrasekharChandrasekhar asistió al colegio secundario donde se graduó en 1925 a la edad de 15 años. Posteriormene estudió en el Presidency College, de la Universidad de Madras en la India. donde cursó la licenciatura en Física (1925-1930). En 1930, Chandrasekhar ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, Inglaterra. También estudió por un años en Copenhagen en el Institut for Teoretisk Fysik. Recibió su doctorado en Cambridge en 1933 bajo la dirección de Ralph Fowler.

En enero de 1937 se trasladó al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago donde permanecería durante el resto de su carrera científica.

Comenzó sus investigaciones centrándose en las enanas blancas. En 1930 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 internas, se colapsarían a niveles inferiores a la circunferencia de la Tierra por su propia gravedad  al no haber nada  que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli)

Este límite se conoce como límite de Chandrasekhar. Sus descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros.

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.

Chandrasekhar4La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede sobrepasar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares, aunque este límite aumenta ligeramente si la enana blanca rota velozmente sobre su eje.120

Sin embargo, las enanas blancas que forman parte de los sistemas binarios pueden acretar material de su compañera, normalmente una gigante roja, aumentando así tanto en masa como en densidad. Una vez que la masa ha alcanzado el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no son capaces de sostener la estrella, lo cual aumenta la presión, lo que dispara la temperatura hasta iniciar una fusión en el núcleo de la enana que produzca una ignición explosiva, o colapsa formando 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.

Chandrasekhar2El 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 las teorías del joven investigador. Su enfrentamiento duraría años.

Durante la Segunda Guerra Mundial, Chandrasekhar colaboró con otros físicos de la Universidad de Chicago 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 (1961).

Chandrashekhar también desarrolló teorías sobre atmósferas estelares, agujeros negros, iluminación del cielo por el sol, estructura y masa estelar.

Durante 19 años, desde 1952 hasta 1971, fue el editor de la revista Astrophysical Journal convirtiéndola en una de las más prestigiosas en su campo.

Entre sus obras, destacan Principios de dinámica estelar (1942) y The Mathematical Theory of Black Holes (1983). Otras publicaciones suyas son  Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability (1961) y Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (1987). Su último libro fue Newton’s Principia for the Common Reader.

Chandrasekhar3Además del Premio Nobel, le fueron concedidas la Henry Norris Russell Lectureship de la American Astronomical Society (1949), la Medalla Bruce de la Sociedad Astronómica del Pacífico (1952), la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (1953), la Medalla Henry Draper de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos (1971) y la Medalla Copley de la Royal Society (1984).

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.

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Publicado el 24 agosto, 2015 en Astrofísica. Añade a favoritos el enlace permanente. Deja un comentario.

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