Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.peoples.ru/science/astronomy/chandrasekhar/index1.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Sat Apr 9 23:54:04 2016 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п |
Сегодня 9 Апреля Суббота
Поиск по буквам | Включить [ eng ] раскладку | Включить [ rus ] раскладку |
|
Субрахманьян ЧандрасекарSubrahmanyan ChandrasekharДень рождения: 19.10.1910 года Похожее: Subrahmanyan, Chandrasekhar, Субрахманьян, Чандрасекар |
Индийско-американский астрофизик Субрахманьян Чандрасекар родился в Лахоре, Индия (ныне Пакистан). Он был первым сыном и третьим из десяти детей Чандрасекара Субрахманьи Айяра, индийского правительственного чиновника и музыковеда, и его жены Ситы (до замужества Балакришнан), преподавателя литературы и лингвиста.
Сайт:
Воодушевленный примером дяди, физика Венката Рамана, мальчик решил стать ученым. Чандра (как его всегда называли) учился дома под руководством родителей и приглашенных педагогов, а в 1922 г. поступил в школу в Мадрасе, куда семья перебралась в 1918 г. Окончив школу в 1925 г., он поступил в Президент
ский колледж Мадрасского университета, где выбрал основным предметом физику, особенно интересуясь последними открытиями в астрофизике. Он получил степень бакалавра с отличием в 1930 г. Еще будучи старшекурсником, он в 1928 г. опубликовал статью, где анализировалась термодинамика эффекта Комптона (по
имени Артура Х. Комптона) в связи с процессами внутри звезд.
Получив стипендию индийского правительства для обучения в аспирантуре Кембриджского университета, Ч. в 1930 г. отправился морем к берегам Англии. Во время долгого путешествия он читал книгу Артура Эддингтона 'Внутреннее строение звезд'
, которую получил в качестве награды на физическом конкурсе. В этой книге видный британский астроном утверждал, что все звезды, когда истощается топливо, поддерживавшее ядерную реакцию, сжимаются под действием собственного веса, выделяя избыток энергии в пространство. Такая звезда, как Солнце, сожме
тся в белый раскаленный шар размером с Землю, называемый белым карликом, с плотностью в 10 тонн на кубический сантиметр, после чего она будет просто остывать, в остальном оставаясь вечно неизменной. В Тринити-колледже в Кембридже Ч. исследовал поведение умирающих звезд под руководством физика Ральфа
Говарда Фаулера, и в возрасте двадцати одного года он опубликовал три работы 'Конфигурации звездных масс при сильном сжатии' ("The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass"), 'Максимальная масса идеальных белых карликов' ("The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs") и 'Плотность белых карлико
в' ("The Density of White Dwarf Stars"). В этих работах Ч. спорит с Эддингтоном. Взгляды Эддингтона во многом разделял и Фаулер, указывая, что звезды при сжатии образуют объекты планетарного размера, которые становятся либо белыми карликами, раскаленными и соответственно яркими, либо коричневыми кар
ликами, холодными и довольно тусклыми.
По совету П.А.М. Дирака Ч. последний год своих докторских исследований провел у Нильса Бора в Институте теоретической физики в Копенгагене. Получив докторскую степень в 1933 г., он 4 года являлся членом ученого совета Тринити-колледжа. Все это время он продо
лжал исследование звезд.
В своих ранних работах Ч. показал, что большие и малые звезды ведут себя по-разному после того, как погаснет их ядерный огонь. С помощью квантовой механики и теории относительности он проанализировал поведение звездного вещества в процессе его сжатия, уделяя особое вниман
ие электронам. Если масса звезды достаточно мала, то гравитационное давление, вызывающее сжатие, постепенно уравновешивается внутренним давлением, и звезда достигает положения равновесия при размерах белого карлика. Этот вывод остается справедливым независимо от того, будем ли мы рассчитывать внутре
ннее давление с помощью классической физики, где его источником считается по преимуществу тепловая энергия электронов, или в рамках квантовой механики, когда приходится учитывать величину, называемую энергией Ферми (по имени Энрико Ферми), которая зависит от плотности электронов. Однако если масса з
везды превосходит определенную величину, то электроны будут постепенно сжиматься до такой степени, что их скорости станут близки к скорости света, условие, называемое релятивистским вырождением. В результате гравитационное сжатие превзойдет противодействующие силы и звезда будет продолжать сжиматься
до невероятно малого размера и огромной плотности Критическая масса звезды, ниже которой звезда может стать белым карликом, известна теперь как граница Чандрасекара. Она в 1,4 раза превышает массу Солнца.
Из общей теории относительности Альберта Эйнштейна было известно, что массивные звезды, чьи
размеры сжимаются меньше некоторого радиуса, не дадут вырваться с их поверхности никакому излучению. Они станут невидимыми. Вычисления Ч. предсказали то, что ныне известно как 'черные дыры'.
К 1934 г. эти вычисления привели Ч. к предсказанию еще одного звездного события Сжимающаяся мертвая звезд
а с массой, в 2 или 3 раза превышающей массу Солнца, выделит такое огромное количество энергии, что, превратившись в сверхновую, взорвется. Ее наружная оболочка будет выброшена в пространство, а остаток сожмется до устойчивой нейтронной звезды, не содержащей электрически заряженных электронов и прот
онов. Ее плотность должна быть порядка 100 млн. тонн на кубический сантиметр.
В январе следую