Биография

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: Знаменитости

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 следующего года, в возрасте 24 лет, Ч. был приглашен на заседание Королевского астрономического общества в Лондоне, где его просили рассказать о своих вычислениях. Только за день до этого он, к своему ужасу, уз

нал, что Эддингтон тоже выступит с докладом на этом заседании. Он и Эддингтон, с которым они стали друзьями, месяцами обсуждали идеи Ч., однако Эддингтон ни разу не намекнул, что он сам ведет работы в том же направлении, и не обнаруживал желания публично оспорить взгляды Ч. После того как Ч. закончи

л свой доклад, Эддингтон, 52-летний всемирно известный астроном, выступил с глубоко оскорбительным ироническим опровержением 'Не существует никакого релятивистского вырождения, сказал он, отвергая идею 'черной дыры' как абсурдную. Я думаю, что должен существовать закон природы, не позволяющий звезде

вести себя столь нелепо'.

Хотя Эддингтон не подтвердил свои опровержения чем-либо существенным, Ч. был в ужасном состоянии. Никто не выступил публично в его защиту, однако такие выдающиеся физики, как Нильс Бор и Вольфганг Паули, в частном порядке ободрили его. Он не бросил свою работу и даже ос

тавался в приятельских отношениях с Эддингтоном. После того как его идеи были осмеяны Эддингтоном, перспективы занять прочное положение в научной среде в Англии стали очень шаткими, и в 1937 г. он переехал в Соединенные Штаты, заняв должность научного сотрудника в Чикагском университете. В 1938 г. Ч

. стал адъюнкт-профессором, в 1944 г. полным профессором и в 1947 г. почетным профессором астрофизики.

После работ по изучению строения звезд Ч. исследовал звездную динамику, особенно динамическое трение, замедление движения любой звезды в галактике из-за гравитации окружающих звезд. Между 1943 и

1950 гг. он развивал теорию переноса излучения, важную для понимания звездной атмосферы, звездной яркости и образования спектральных линий, так же как и для атмосферы планет и поляризации лучей света, падающих с неба в солнечный день. Во время второй мировой войны он служил консультантом военного м

инистерства США на испытательном полигоне в Абердине (штат Мэриленд). Чикагский университет принял участие в Манхэттенском проекте по созданию атомной бомбы, и Ч. тоже внес свой вклад, работая вместе с Ферми, Джеймсом Франком и другими.

Кроме того, он занимался гидродинамикой и гидродинамической

устойчивостью (1952 1961), равновесием и устойчивостью эллипсоидальных фигур вращения (1961 1968), а также общей теорией относительности и релятивистской астрофизикой (1962 1971). Его работы по математической теории 'черных дыр', проведенные в 1974...1983 гг., способствовали подтверждению тех самых

взглядов, которые оспаривал Эддингтон в 1935 г. В самом деле, не было найдено ни одного белого карлика, масса которого превышала бы более чем в 1,4 раза массу Солнца, и граница Чандрасекара легла в основание современной астрофизики, приведя к признанию нейтронных звезд и 'черных дыр'. Возможно, кваз

извездный объект, или квазар, представляет собой 'черную дыру' в центре галактики. 'Черные дыры' определяются по излучению, испускаемому веществом, которое ускоряется до очень высокой энергии, когда его затягивает 'черная дыра'.

Ч. был награжден в 1983 г. Нобелевской премией по физике 'за теорети

ческие исследования физических процессов, играющих важную роль в строении и эволюции звезд'. Он разделил премию с Уильямом Фаулером. В своей речи Ч. процитировал несколько поэтических строк Рабиндраната Тагора, в которых говорится о необходимости свободы для творческой деятельности.

Всю свою жизн

ь Ч. был и теоретиком, и педагогом. Среди его докторантов были Цзундао Ли и Чжэньнин Янг. Он был единственным редактором 'Астрофизического журнала' ("Astrophysical Journal") с 1951 по 1972 г. В редкие часы досуга Ч. слушает классическую музыку или читает.

Во время поездки в Индию в 1936 г. Ч. жен

ился на Лалите Дорайсвами, стипендиатке Президентского колледжа. Он получил американское гражданство в 1953 г.

Помимо Нобелевской премии, Ч. получил золотую Брюсовскую медаль Тихоокеанского астрономического общества (1952 г.), золотую медаль Королевского астрономического общества в Лондоне (1953

г.), медаль Румфорда Американской академии наук и искусств (1957 г.). Королевскую медаль Лондонского королевского общества (1962 г.), национальную медаль 'За научные достижения' Национального научного фонда (1966 г.) и премию Дэнни Хейнемана Американского физического общества (1974 г.). Он член Наци

Лучшие дня

Тройня в 55-летнем возрасте Посетило:363

Ливерпульская версия Памелы Андерсон Посетило:217

Способность к перевоплощению Посетило:214

Дата публикации: 02.02.2002 01:02:03