Субраманьян чандрасекар - индийско-американский астрофизик

История

В 1926 году британский физик Ральф Х. Фаулер заметил, что взаимосвязь между плотностью, энергией и температурой белых карликов можно объяснить, рассматривая их как газ нерелятивистских, невзаимодействующих электронов и ядер, которые подчиняются статистике Ферми-Дирака. Эта модель ферми-газа была затем использована британским физиком Эдмундом Клифтоном Стонером в 1929 году для расчета взаимосвязи между массой, радиусом и плотностью белых карликов, предполагая, что они являются однородными сферами. Вильгельм Андерсон применил к этой модели релятивистскую поправку, что привело к максимально возможной массе примерно 1,37 × 10 кг. В 1930 году Стонер вывел внутреннюю энергию — плотность уравнение состояния для ферми-газа, а затем смог полностью рассмотреть зависимость массы от радиуса. релятивистским образом, что дает предельную массу приблизительно 2,19 × 10 кг (для μ e = 2,5). Стонер вывел уравнение состояния давление — плотность, которое он опубликовал в 1932 году. Эти уравнения состояния также были ранее опубликованы в Soviet физик Яков Френкель в 1928 году, вместе с некоторыми другими замечаниями по физике вырожденной материи. Однако работа Френкеля была проигнорирована астрономическим и астрофизическим сообществом.

Серия статей, опубликованных между 1931 и 1935 годами, началась с поездки из Индии в Англию в 1930 году, где индийский физик Субраманян Чандрасекар работал над расчетом статистики вырожденного ферми-газа. В этих статьях Чандрасекар решил уравнение гидростатики вместе с нерелятивистским ферми-газом уравнением состояния, а также рассмотрел случай релятивистского ферми-газа, в результате чего было получено значение предела показано выше. Чандрасекар рассматривает эту работу в своей лекции о Нобелевской премии. Это значение было также вычислено в 1932 году советским физиком Львом Давидовичем Ландау, который, однако, не применил его к белым карликам и пришел к выводу, что квантовые законы могут быть недействительными для звезд с массой более 1,5 солнечной.

Работа Чандрасекара о пределе вызвала споры из-за противодействия британского астрофизика Артура Эддингтона. Эддингтон знал, что существование черных дыр теоретически возможно, а также осознавал, что существование предела делает возможным их образование. Однако он не желал признавать, что это могло произойти. После выступления Чандрасекара о пределе в 1935 году он ответил:

Звезда должна продолжать излучать, излучать, сжиматься и сжиматься, пока, я полагаю, она не опустится до радиуса в несколько километров, когда гравитация станет достаточно сильной, чтобы задержитесь в излучении, и звезда наконец обретет покой…. Я думаю, что должен существовать закон природы, чтобы звезда не могла вести себя таким абсурдным образом!

Предложенное Эддингтоном решение предполагаемой проблемы заключалось в изменении релятивистской механики таким образом, чтобы сделать закон P = K 1 ρ универсально применимо даже при больших ρ. Хотя Нильс Бор, Фаулер Вольфганг Паули и другие физики согласились с анализом Чандрасекара, в то время из-за статуса Эддингтона они не хотели публично поддерживать Чандрасекара. Всю оставшуюся жизнь Эддингтон придерживался своей позиции в своих трудах, в том числе в работе над своей . Драма, связанная с этим разногласием, является одной из главных тем «Империи звезд», биографии Чандрасекара Артура И. Миллера. По мнению Миллера:

Открытие Чандры вполне могло преобразовать и ускорить развитие как физики, так и астрофизики в 1930-е годы. Вместо этого, деспотичное вмешательство Эддингтона оказало весомую поддержку консервативных астрофизикам общин, которые упорно отказывались даже рассматривать идею, что звезды могут рухнуть ни к чему. В результате о работе Чандры почти забыли.

Детство и юность

Родился Чандрасекар в Британской Индии в Лахоре (сейчас – Пакистан) 19 октября 1910 года в образованной и процветающей большой тамильской семье, в которой кроме него было ещё девять детей. Мать будущего ученого, преподаватель и лингвист, посвятила жизнь детям и, отлично зная английский язык, периодически занималась переводом некоторых произведений знаменитых авторов. Отец на момент рождения Чандрасекара служил железнодорожным чиновником высокого уровня.

Венкат Раман, дядя Субраманьяна Чандрасекара

Следует отметить, что родной дядя Субраманьяна – Венкат Раман – выдающийся физик, всю жизнь посвятивший науке и получивший в 1930 году Нобелевскую премию по физике.

Так как образование в индийских школах тех времён было скудным, родители Чандры занимались образованием сына самостоятельно. Отец обучал его математике и физике, мать – тамильскому. Когда мальчику исполнилось 11 лет, семья переехала в Мадрас, где он поступил в среднюю школу, проявляя феноменальные математические способности. Чандра много читал и анализировал, мечтая стать выдающимся ученым.

В 1925 году, блестяще окончив школу, Чандра поступил в колледж Мадрасского президентства, выбрав основным предметом свою любимую дисциплину – физику. Через три года, в конце 1928 года, состоялась судьбоносная встреча с Арнольдом Зоммерфельдом, и уже через полгода, воодушевлённый его исследованиями, Чандра освоил квантовую статистику и применил её для описания комптоновского рассеяния фотонов на электронах металлов. Данные исследования были опубликованы в одном из самых авторитетных научных изданий.

Научная деятельность[править | править код]

Основные работы посвящены гидродинамике, теории эволюции и внутреннего строения звёзд, звёздных атмосфер, звёздной динамики, теории чёрных дыр, стохастическим процессам.

Роджер Пенроуз рассматривает функцию из теории предела Чандрасекара

В 1931—1932 годах опубликовал первые статьи, посвящённые строению белых карликов. На основе анализа условий механического равновесия доказал существование предельной массы у белых карликов («предел Чандрасекара»). Звёзды, масса которых превышает предел Чандрасекара, минуют стадию белого карлика, продолжают сжиматься и сбрасывают газовую оболочку с образованием нейтронной звезды. Позднее создал полную теорию эволюции и внутреннего строения массивных звёзд. В 1942 году совместно с Марио Шёнбергом определил предел для изотермического ядра звезды, при превышении которого термоядерные реакции начинают идти в сферическом слое вне ядра звезды («предел Шёнберга — Чандрасекара»). Данные представления легли в основу моделей строения красных гигантов. Выдающимся результатом Чандрасекара в области черных дыр и квантовой теории полей, было разделение переменных в уравнении Дирака, описывающем электроны и фермионы, вообще, в пространстве- времени Керра вращающейся черной дыры.

Проанализировал процессы переноса излучения в звёздных атмосферах, предложил ряд методов для решения уравнений, используемых для описания этих процессов. На основе классической механики создал теорию звёздной динамики. Разработал математический аппарат теории возмущений чёрных дыр и использовал его для проверки устойчивости данных объектов.

В области гидродинамики рассмотрел процессы конвекции, в том числе в присутствии магнитного поля. Предложил вириальный метод решения задач гидродинамики и использовал его для анализа равновесия и устойчивости вращающейся гравитирующей жидкости.

В честь Чандрасекара названа орбитальная обсерватория «Чандра» («Chandra»).

Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова.

После взрыва сверхновой нейтронная звезда может остаться позади (за исключением взрыва сверхновой типа Ia, который никогда не оставляет никаких остатков ). Эти объекты даже более компактны, чем белые карлики, и частично поддерживаются давлением вырождения. Нейтронная звезда, однако, настолько массивна и сжата, что электроны и протоны объединились, чтобы сформировать нейтроны, и звезда, таким образом, поддерживается давлением нейтронного вырождения (а также короткодействующими отталкивающими нейтронно-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием ). давления электронного вырождения. Предельное значение массы нейтронной звезды, аналогичное пределу Чандрасекара, известно как предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова .

Биография[править | править код]

Чандрасекар, по национальности тамил, родился в Лахоре, где его отец работал помощником аудитора железных дорог северо-запада Британской Индии. С восьми лет жил в Мадрасе. Племянник по отцовской линии известного физика, лауреата Нобелевской премии по физике 1930 года, Чандрасекара Венката Рамана.

Первоначально учился на дому до 12-летнего возраста, а затем в 1922—1925 годах посещал старшую школу в Трипликане (Мадрас). В 1930 году окончил Президентский колледж Мадрасского университета, получив степень бакалавра физики. Там же, вдохновлённый лекцией Арнольда Зоммерфельда и личным общением с немецким учёным, представил свою первую научную работу — «Эффект Комптона и Новая статистика» — в «Трудах» британского Королевского общества в 1929 году (в 18-летнем возрасте он вёл работу над 5 статьями одновременно). Помимо Зоммерфельда, ещё в Индии сумел пообщаться с Вернером Гейзенбергом, получил поддержку Мегнада Сахи и поддерживал переписку с Ральфом Фаулером. Поддерживал борьбу за независимость Индии, стал поклонником Джавахарлала Неру и посещал митинги (за что был оштрафован).

Благодаря стипендии Правительства Индии продолжил обучение в Тринити-колледже Кембриджского университета, где его научным руководителем был Ральф Фаулер. Он также занимался у Эдуарда Артура Милна. Лето 1931 года провёл в институте Макса Борна в Гёттингене. По совету Поля Дирака, который некоторое время замещал Фаулера в качестве руководителя, Чандрасекар год проучился в Северном институте теоретической физики в Копенгагене, где встречался с Нильсом Бором. В конце 1935 года случился печально известный инцидент на заседании Королевского астрономического общества в Лондоне, когда Артур Эддингтон в своём ответе публично высмеял выступление Чандрасекара, изложившего свои идеи и расчёты о возможности коллапсирования звёзд в белые карлики.

В 1933—1937 годах работал в Кембриджском университете, с 1937 года — в Йеркской обсерватории и преподавал в Чикагском университете, США (с 1942 в должности профессора). В годы Второй мировой войны принимал участие в работах, проводившихся в рамках Манхэттенского проекта.

В 1952—1971 годах возглавлял редакцию журнала «Astrophysical Journal». В 1983 году награждён Нобелевской премией по физике «За теоретические исследования физических процессов, играющих важную роль в строении и эволюции звёзд» (наряду с Уильямом Альфредом Фаулером).

Предел Чандрасекара

Белый
карлик не может быть массивнее Солнца более чем в 1,4 раза.

Как
и всё во Вселенной, звезды рождаются, живут и умирают в свой срок (см. Эволюция
звезд). В зависимости от массы звезды, она заканчивает свой жизненный путь или
огненной вспышкой сверхновой или тихим угасанием в виде белого карлика.

Вся
жизнь звезды — суть непрерывная борьба против центростремительных
гравитационных сил. Прямо сейчас, например, в ядре нашего Солнца происходят термоядерные
реакции, в ходе которых высвобождается энергия, поднимающая температуру
вещества, из которого состоит Солнце, до столь высокого уровня, что оно
начинает вести себя как идеальный газ. Согласно закону состояния идеального
газа, рост температуры в неизменном объеме приводит к пропорциональному росту
давления, в результате чего в ядре Солнца постоянно нагнетается давление,
противодействующее силе тяжести и удерживающее внешние слои Солнца от
гравитационного коллапса — стремительного падения к центру звезды.

Наступит
время (ориентировочно через 6,5 миллиардов лет), когда в недрах Солнца иссякнут
запасы горючего для его термоядерной топки, и силы гравитационного притяжения
после 11 миллиардов лет борьбы победят. Солнце начнет стремительно сжиматься, пока
силы гравитации не натолкнутся на следующий (после побежденного термоядерного)
рубеж обороны, который снова даст силам сжатия достойный отпор давлением. Для
звезд категории Солнца таким барьером становятся свободные электроны внутри
звезды. Электроны подчиняются принципу запрета Паули, согласно которому ни на
одной орбите не могут находиться два электрона в одинаковом состоянии. Это
положение подразумевает, что любому электрону необходимо «жизненное
пространство», и сближаться они могут лишь до определенного предела.

При
гравитационном коллапсе звезды с массой, близкой к солнечной, она сжимается до
размеров порядка размеров Земли, после чего коллапс прекращается в силу
противодействия электронов, которым «некуда» сближаться дальше. Генерировать
энергию звезда на этой стадии уже не может (нет топлива), однако светиться,
остывая, она продолжает еще достаточно долго. Такие звезды и получили название
белых карликов, и среди видимых звезд в ночном небе их немало. По сути, белый
карлик удерживается от полного коллапса равновесием двух сил — гравитационного
притяжения и своего рода давления электронов изнутри. В астрофизике последнее
принято называть давлением вырожденного электронного газа. (Более массивные
звезды продолжают сжиматься, пока не взрываются вспышкой сверхновой — см. Эволюция
звезд.)

В
начале 1930-х годов молодой индийский физик-теоретик Субрахманьян Чандрасекар
(Subrahmanyan Chandrasekhar), работая над теорией белых карликов, сформулировал
важное следствие из запрета Паули, а именно: при превышении массой звезды
определенного предела, равняющегося примерно 1,4 массы Солнца, гравитационные
силы оказываются сильнее сил давления вырожденного газа, и коллапс
продолжается. Именно эта масса M = 1,4Mс и получила название «предел
Чандрасекара»

Учеба в Кембридже

В 1930 году Чандрасекар получил стипендию на учебу в Кембридже. Плывя из Индии в Англию, молодой человек, несмотря на морскую болезнь, пытался найти ответ на вопрос, который уже давно его интересовал – как поведёт себя звезда по мере выгорания топлива. Путем многочисленных расчетов Чандра установил верхний предел массы, при котором звезда существует как белый карлик. За это открытие, названное в дальнейшем «пределом Чандрасекара», более чем через 50 лет индуистский студент получит Нобелевскую премию.

Переехав в Англию, молодой учёный чувствовал себя некомфортно, так как результаты его исследований в сфере астрофизики противоречили мнению авторитетнейших личностей в этой сфере – Артура Эддингтона и Эдуарда Артура Милна.

В 1933 году защитил докторскую диссертацию по вращающимся аутогравитационным политропам и получил звание фелло Тринити-колледжа, благодаря чему остался ещё на три года в Кембридже. Все это время, являясь членом ученого совета колледжа, он продолжал исследование звезд и свои вычисления, в результате которых предположил существование «черных дыр».

В 1935 году Чандрасекар представил результаты своих исследований по эволюции звёзд Королевскому астрономическому обществу. Однако после доклада Эддингтон публично высмеял идею релятивистского вырождения звёзд, отвергая идею «черной дыры» как абсурдную. Их полемика продлилась впоследствии на несколько десятков лет.

Карьера

Субраманьян Чандрасекар был назначен доцентом Чикагского университета в январе 1937 года по рекомендации доктора Отто Струве и президента Роберта Мейнарда Хатчинса.

Чандрасекар проработал в Чикагском университете на протяжении всей своей карьеры, охватывающей почти шесть десятилетий. В 1942 году он получил звание адъюнкт-профессора, а в 1944 году — профессора.

В 1947 г. он был назначен Заслуженным профессором теоретической астрофизики, а в 1985 г. стал почетным профессором.

Чандрасекар работал редактором «Астрофизического журнала» с 1952 по 1971 год и под его редакцией преобразовал частный журнал в Национальный журнал Американского астрономического общества.

На протяжении своей карьеры он работал не только в Чикагском университете, но и позже в Лаборатории астрофизики и космических исследований НАСА, построенной в 1966 году.

Даже в последние годы своей жизни он был чрезвычайно занят поиском новых научных целей. В 1990 году он начал работу над проектом подробных геометрических аргументов в книге сэра Исаака Ньютона «Philosophiae Naturalis Principia Mathematica».

Биография Субраманьяна Чандрасекара (1910-1995 гг.)

Краткая биография:

Имя: Субраманьян Чандрасекар

Дата рождения: 19 октября 1910 г.

Дата смерти: 21 августа 1995 г.

Образование: Мадрасский университет, Кембриджский университет

Место рождения: Лахор, Британская Индия,
ныне Пакистан

Место смерти: Чикаго, США

Субраманьян Чандрасекар – американский астрофизик и физик-теоретик: биография с фото, Нобелевская премия, работа с Бором, предельная масса белых карликов.

19 октября 1910 года в индийском (ныне пакистанском) городе Лахор родился выдающийся астрофизик Субраманьян Чандрасекар. Выходец из интеллигентной семьи: мать работала лингвистом, а отец музыковедом. В двенадцатилетнем возрасте после домашнего обучения, талантливый мальчик поступил на учебу в колледж Мадрасса, в 1930 г. окончив Мадрасский университет. В этом же году его родной дядя Чандрасекхара Раман стал Нобелевским лауреатом по физике. Получив президентскую стипендию за отличную учебу от правительства Индии, начинающий ученый смог продолжить свое блестящее образование в известном Тринити-колледже. Тут под руководством Р.Фаулера (известного физика) три года изучал теоретическую физику. Сам Исаак Ньютон в свое время учился в колледже при Кембриджском университете. Еще один год плодотворного изучения теоретической физики в институте Компенгагена, подарил ему знакомство и совместную работу с известным Нильсоном Бором.

После 4-х лет исследовательской работы при Кембриджском университете, в 1937 году Чандрасекар сменил Лондон на Чикаго, став преподавателем университета. Всю оставшуюся жизнь он прожил и проработал в США, в 1942 году получив звание профессора. День смерти постиг его 21 августа 1995 года в Чикаго.

Он был не только известным научным деятелем, но и прекрасным педагогом, многосторонним человеком, обладающим глубокими познаниями не только в астрофизике, но и литературе, музыке. На протяжении 20-ти лет был главным редактором «Астрофизического журнала», желая популяризировать астрофизику.

Свой первый фундаментальный вклад в развитие астрофизики Чандрасекар сделал еще в годы обучения в Кембриджском университете. Изучая динамику звезд и этапы их эволюции, ему удалось рассчитать предельную массу белых карликов относительно Солнца – это 1,44 часть массы Солнца. Доказанный предел так и назвали «предел Чандрасекара». В своих работах он изучал развитие звездных систем. Белым карликом называют компактные звездные объекты, на стадии завершения развития, ниже некоторого значения, которое и назвали в последствие пределом Чандрасекара. Ученым была описана полная история эволюции массивных звезд. Звезды, обладающие массой выше указанного предела, продолжают сжиматься, и, сбросив газовою оболочку, перерождаются в нейтронные звезды, имеющие размеры порядка 10 км. Обладая плотностью в разы превышающей плотность атомного ядра, они считаются самыми плотными объектами Вселенной. Первую нейтронную звезду Субраманьян Чандрасекар обнаружил в 1967 году.

Изучая строение сверхмассивных звезд с изотермическим ядром, называемых сверхгигантами или красными гигантами, вместе с Марио Шенбергом установил предел, после которого внутренние термоядерные реакции звезды происходят между ядром и оболочкой. Эту величину назвали в честь ученых «предел Шенберга-Чандрасекара».

Были достигнуты важные открытия в области гидродинамики внутри звезд, изложенные в книгах «Принципы звездной динамики» и «Гидродинамическая и гидромагнитная устойчивость». Была рассчитана конвекция звездного вещества в магнитном поле, разработаны новые методики исследования равновесия вращающегося вещества в рамках усиленной гравитации, черных дыр.

Черные дыры

Однако у ученых оставался вопрос – что происходит, когда звездное топливо заканчивается? Было очевидно, что гравитация неизбежно одержит верх. Она заставит звезду сжиматься. И чем меньше будет ее радиус, тем более сильной будет гравитация на ее поверхности. Астрономам давно известны небольшие звезды, которые они называют белыми карликами. Они имеют массу, сравнимую с массой Солнца. Но при этом их объем примерно равен размеру Земли. Эти остатки сгоревших звезд настолько плотны, что их атомы буквально прижаты друг к другу. Дальнейшее сжатие таких объектов означает, что атомы будут раздавлены. Такое событие изначально предполагалось невозможным из-за законов квантовой физики.

Чандрасекар в ходе своих расчетов обнаружил, что это не так. Его уравнения позволили предположить, что если звезда имеет достаточно большую массу, ее огромная гравитация заставит электроны разгоняться до скорости света. Это сделает звездный материал более мягким. И это означает возможность дальнейшего гравитационного коллапса звезды. В отсутствие какого-либо другого фактора материя звезд образует объекты, которые мы знаем сегодня как черные дыры. Но в начале 1930-х годов такой объект считался слишком диковинным, чтобы воспринимать всерьез.

Награды

Памятная надпись Чандрасекара на стене G9 — комнаты группы релятивистской астрофизики Римского университета «Ла Сапиенца» (1991)

Гиббсовская лекция (1946)
Премия Генри Норриса Рассела (1949)
Медаль Кэтрин Брюс (1952)
Золотая медаль Королевского астрономического общества (1953)
Премия Румфорда (1957)
Мемориальные лекции Вейцмана (1960)
Королевская медаль (1962)
Силлимановская лекция (1962)
Национальная научная медаль США (1966)
Падма Вибхушан (1968)
Премия памяти Рихтмайера (1969)
Медаль Г. Дрэпера (1971)
Премия Дэнни Хайнемана в области математической физики (1974)
Лекция Карла Янского (1978)
Премия Томалла (1981)
Нобелевская премия по физике (1983)
Медаль Копли (1984)
Vainu Bappu Memorial Award, Индийская национальная академия наук, первый удостоенный (1985)
Медаль Карла Шварцшильда (1986)
Премия Гумбольдта
Премия Марселя Гроссмана (1994)

Литература[ | код]

Колчинский И. Г., Корсунь А. А., Родригес М. Г. Астрономы: Биографический справочник. — 2-е изд., перераб. и доп. — Киев: Наукова думка, 1986. — 512 с.
Миллер А. И. Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры (Empire of the Stars: Obsession, Friendship, and Betrayal in the Quest for Black Holes). — Киев: КоЛибри, 2012. — 496 с. — ISBN 978-5-389-02245-4.
Храмов Ю. А. Чандрасекар Субраманьян (Chandrasekhar Subrahmanyan) // Физики : Биографический справочник / Под ред. А. И. Ахиезера. — Изд. 2-е, испр. и доп. — М. : Наука, 1983. — С. 294. — 400 с. — 200 000 экз.
Чандрасекар (Chandrasekhar) Субрахманьян / О. В. Кузнецова // Чаган — Экс-ле-Бен. — М. : Советская энциклопедия, 1978. — С. 18. — ( : / гл. ред. А. М. Прохоров ; 1969—1978, т. 29).