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AstronomíaBiografía

Chandrasekhar, Subrahmanyan (1910-1995).

Subrahmanyan Chandrasekar.

Astrofísico estadounidense de origen anglo-indio nacido en Lahore (ciudad actualmente paquistaní, pero entonces perteneciente a la India, y sometida al Imperio británico) el 19 de octubre de 1910, y fallecido en Chicago (Illinois, Estados Unidos de América) el 21 de agosto de 1995. Fue galardonado con el Premio Nobel de Física -que compartió con el científico norteamericano William Alfred Fowler (1911-1995)- en 1983, "por sus estudios de carácter teórico acerca de los procesos físicos de importancia para la estructura y evolución de las estrellas".

Nacido en el seno de una familia poderosa e influyente, recibió desde niño una esmerada educación impuesta por su progenitor, Chandrasekhara Subrahmanya, un alto funcionario que trabajaba para el gobierno colonial inglés como auditor general de los ferrocarriles del noroeste, dentro del Departamento de Auditoría Contable. Por otra parte, Sita Subrahmanya, madre del futuro científico, era una mujer de gran cultura y viva inteligencia -tradujo al tamil Casa de muñecas, del dramaturgo noruego Henrik Ibsen (1828-1906)-, que acostumbró siempre a sus hijos al estudio y a la persecución de grandes objetivos.

Además, en el núcleo familiar del pequeño Subrahmanyan Chandrasekhar las Ciencias ocupaban un lugar preponderante, merced al prestigio de su tío Chandrasekhara Venkata Raman, un eminente físico y profesor de la Universidad de Calcuta que, entre otros hallazgos, habría de descubrir, en 1928, el fenómeno de dispersión inelástica de la luz en los cuerpos transparentes (o efecto Raman), por el que fue galardonado en 1930 con el Premio Nobel. Su figura y sus enseñanzas estimularon a Subrahmanyan Chandrasekhar al estudio de la Física.

La buena situación económica de que gozaban sus padres permitió al pequeño Chandrasekhar recibir sus primeros conocimientos bajo la tutela de profesores particulares, algo que era muy habitual en aquel tiempo entre las familias indias pertenecientes a las clases privilegiadas. Cuando contaba ocho años de edad, se trasladó, en compañía de los suyos, a la ciudad de Madrás, nuevo destino laboral de su progenitor. Allí siguió recibiendo una esmerada formación individual hasta que, en 1922, alcanzó la edad necesaria para emprender sus estudios secundarios (doce años) y se matriculó en la High School Triplicane, un centro de enseñanza secundaria que compaginaba los métodos británicos con la tradición hindú.

Concluido el bachillerato (1922-1925), se matriculó en otro centro educativo de acreditado renombre, el Presidency College de Madrás, donde cursó estudios universitarios de Física, Química y Matemáticas, al tiempo que perfeccionaba sus conocimientos de sánscrito, la milenaria lengua hindú (Subrahmanyan Chandrasekhar fue un sabio de corte renacentista que mostró siempre un vivo interés por las disciplinas artísticas y humanísticas, especialmente por la música, la literatura y la filosofía).

Pero, fundamentalmente, durante aquel lustro de formación universitaria (1925-1930) Chandrasekhar se interesó por la Física. Atraído por la mecánica cuántica, estudió por su cuenta todos los libros y artículos que caían en sus manos -en gran medida, muy desfasados- y empezó a publicar ensayos originales que sorprendieron a sus profesores, asombrados por el afán que el joven investigador había puesto en superar la distancia que les separaba de los grandes centros europeos donde se estaban desarrollando aquellas novedosas teorías.

Los conocimientos que había adquirido de forma autodidacta le permitieron quedar vencedor, sin ninguna oposición, en un concurso universitario que galardonaba el mejor artículo sobre física cuántica, cuyo primer premio era el libro que reclamara para sí el ganador. Chandrasekhar demandó una edición de La constitución interna de las estrellas, del astrofísico británico Eddington (1882-1944), obra y autor que, a partir de entonces, influyeron decisivamente en la orientación de sus investigaciones.

Los méritos contraídos durante su estancia en el Presidency College de Madrás le hicieron acreedor, una vez licenciado, de una beca del Gobierno indio para ampliar sus estudios, por un período de tres años, en el Trinity College de la Universidad de Cambridge. Durante la larga travesía naval que le llevaba desde la India hasta Gran Bretaña, el joven licenciado se dedicó al estudio de la estructura interna de las estrellas enanas blancas, para lo que se sirvió de algunas revelaciones del científico británico Fowler (1889-1944) sobre la presión de degeneración y, sobre todo, de las ecuaciones plasmadas por Eddington en su citada obra.

Chandrasekhar en su despacho.

Al aplicar estos métodos, Chandrasekhar se topó con un nuevo problemas, ya que, de ser cierta la densidad que había calculado en el centro de una estrella, los electrones se moverían con tal rapidez que se aproximarían a la velocidad de la luz, de donde se desprendía que las novedosas leyes de la relatividad habían de aplicarse al estudio de estas cuestiones astrofísicas. Hasta entonces, siguiendo las intuiciones del susodicho Fowler, se venía creyendo que las estrellas corrientes, una vez agotado su combustible de hidrógeno, entraban en un proceso paulatino de encogimiento que acaba por transformarlas en estrellas enanas blancas, es decir, en astros que continuaban emitiendo lentamente el resto del calor que les quedaba hasta convertirse en cenizas oscuras suspendidas en el espacio por la presión de degeneración. Lógicamente, esta teoría de Fowler no tenía en consideración el fenómeno de la relatividad.

A bordo del buque que le llevaba a Gran Bretaña, Chandrasekhar comenzó a valorar la posibilidad de aplicar las leyes de la relatividad al estudio de las enanas blancas, y pergeñó un ensayo en el que llegaba a la conclusión de que, con la aplicación de dichas leyes, cambiaba radicalmente todo lo intuido por Fowler. Porque, si resultaban ciertas sus especulaciones, las estrellas de masa pequeña (más o menos, como el Sol) evolucionaban según la teoría tradicional, hasta acabar convirtiéndose en enanas blancas; pero, si su masa superaba cierto límite (que luego logro establecer, con cierta exactitud, en 1'44 veces la masa solar), el complicado equilibrio entre la gravedad y la presión de degeneración sería muy distinto, con lo que estas estrellas de gran masa seguirían colapsándose hacia adentro, hasta dar lugar, según los casos, a una estrella de neutrones o a lo que más tarde se conocería como un agujero negro.

Al llegar a Cambridge, Chandrasekhar continuó desarrollando y perfeccionando esta idea que había concebido en un barco, a pesar de que Fowler se mostró renuente a aceptarla cuando el propio científico indio se la explicó con detalle. Lejos de desanimarse, el joven astrofísico convirtió esta teoría suya en el eje básico de su tesis doctoral, que leyó en dicha universidad inglesa en 1933. Poco después, fue elegido miembro del Trinity College de Cambridge, donde el citado Fowler y el mismísimo Arthur Stanley Eddington era figuras egregias. Con ellos compartió mesa y conversación en numerosas ocasiones, sin llegar jamás a convencerlos de la validez de sus propuestas sobre la evolución de las estrellas, que consideró definitivamente listas a finales de 1934, pues los trabajos matemáticos que había realizado al respecto confirmaban plenamente sus cábalas: si la masa de una estrella es superior a cierto límite, ese astro no se convertirá jamás en una enana blanca, sino que se colapsará hasta que lo detenga la fuerza nuclear (es decir, hasta parar en una estrella de neutrones) o hasta dar lugar en un agujero negro.

Así las cosas, y a pesar del escepticismos de sus maestros -que ya eran, también, sus colegas y amigos-, en 1935 se atrevió a presentar formalmente su teoría en un simposium previo a la reunión anual de la Real Sociedad Astronómica. Al término de su exposición, Eddington, que había seguido con suma atención las explicaciones de Chandrasekhar, se burló públicamente de su teoría y, desde su bien granjeado prestigio, consiguió que toda la comunidad astronómica considerase poco menos que disparatadas las ideas del astrofísico anglo-indio acerca de la evolución de las estrellas en función de su masa.

Pero Chandrasekhar confiaba plenamente en la validez de su teoría; de ahí que, sobreponiéndose a su innata timidez, se dirigiera por escrito a otros prestigiosos físicos europeos en busca del aval científico que necesitaba. Leon Rosenfeld y Niels Bohr (1885-1962), ambos desde Copenhague, le contestaron que, en todo aquel asunto, lo único que no tenía fundamento eran las objeciones de Eddington; y el austríaco Wolfgang Pauli (1900-1956), una de las voces más autorizadas en el estudio de la mecánica cuántica, apoyó también con firmeza la teoría de Chandrasekhar.

A pesar de ello, Sir Arthur Stanley Eddington -confiado en la posición preeminente que, por otros innegable méritos, ocupaba en la comunidad astronómica internacional- continuó desprestigiando a Chandrasekhar y asegurando que la degeneración relativista era incorrecta, pues -según él- no existía un límite para la masa de una enana blanca. Ambos científicos siguieron discutiendo acerca de ello, en público y en privado, durante muchos años, sin que Chandrasekhar jamás dejara de admirar y respetar a quien, a pesar de las buenas relaciones que había entre ambos, se había permitido la frivolidad no sólo de cuestionar sus ideas -que, al fin y al cabo, eso era frecuente en el debate científico-, sino también de humillarle en público con gracietas de dudoso gusto. (Años después, con motivo de la muerte de Eddington, acaecida en 1944, Chandrasekhar le honró afirmando que era el hombre más íntegro de cuantos había conocido).

Chandrasekhar regresó a su país natal antes de que concluyera el período de disfrute de su beca, para formalizar allí su compromiso matrimonial con Lalitha Doraiswamy, antigua compañera de estudios en el Presindecy College de Madrás y, muy pronto, esposa del futuro premio Nobel. Se casaron, en efecto, el 11 de septiembre de 1936, poco antes de que Chandrasekhar, desilusionado con la acogida y el trato que le habían dispensado los científicos anglosajones, aceptara una oferta de empleo de la Universidad de Chicago (en el estado norteamericano de Illinois), donde se valoraban mucho más que en Gran Bretaña sus dotes para la investigación.

Perfectamente integrado en la comunidad científica norteamericana, Chandrasekhar solicitó y obtuvo la nacionalidad estadounidense, y permaneció en Chicago desde el momento de su llegada a los Estados Unidos (1937) hasta la fecha de su muerte, sobrevenida en el verano de 1995. Aunque había dejado plasmadas sus ideas acerca de la evolución de las estrellas en una obra maestra que dio a la imprenta bajo el título de An introducction to the study of stellar structure (Introducción al estudio de la estructura de las estrellas, 1939), los cierto es que sus teorías no fueron verdaderamente apreciadas hasta finales de la década de los sesenta, cuando se descubrió el primer pulsar, identificado con lo que el genial astrofísico de origen hindú había denominado estrellas de neutrones.

En 1952, Chandrasekhar asumió la dirección de la revista Astrophisycal Journal, que pronto se convirtió en una de las más acreditadas, dentro de su especialidad, en todo el mundo. Hombre de profundas inquietudes humanísticas -impartió a lo largo de su vida numerosas conferencias sobre diversos aspectos de las Ciencias y las Artes-, publicó también un relevante ensayo sobre la filosofía de la estética en la Ciencia, titulado Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (Verdad y Belleza: Estética y Motivaciones en Ciencia). Otra obra suya de gran interés es The mathematical theory of black Holes (Teoría matemática de los agujeros negros, 1983).

El reconocimiento universal a la validez de sus teorías sobre la importancia de la masa en la evolución de las estrellas le llegó, definitivamente, en 1983, cuando, ya septuagenario, recibió el Premio Nobel por unos hallazgos que había comenzado a intuir medio siglo antes, a bordo de un buque transoceánico. No obstante, a lo largo de su vida recibió otros muchos honores y distinciones, como la Medalla de Oro de la Royal Astronomical Society of London, la Medalla Rumford de la American Academy of Arts and Sciences, la Medalla Real de la Royal Society, (de Londres), la National Medal of Science, y la medalla Henry Draper de la National Academy of Sciences. Miembro de más de veinte sociedades científicas, en su persona recayeron, además, más de veinte títulos honorarios.

Chandrasekhar recibe el premio Nobel.

Teorías y descubrimientos de Chandrasekhar

Según el propio Chandrasekhar, su dedicación a la Ciencia a lo largo de su vida se puede dividir en siete períodos, cada uno de ellos marcado por el tema que ocupaba entonces su principal foco de interés.

1.- 1929-1939. Estudio de la estructura estelar, incluyendo la teoría de las enanas blancas.
2.- 1938-1943. Dinámica estelar, incluyendo la teoría del movimiento browniano.
3.- 1943-1950. Teoría de la transferencia de la radiación, incluyendo la teoría de las atmósferas estelares y la teoría cuántica del ión negativo de hidrógeno; así como la teoría de las atmósferas planetarias, incluyendo la teoría de la iluminación y la polarización del cielo iluminado por el sol.
4.- 1952-1961. Estabilidad hidrodinámica e hidromagnética, incluyendo la teoría de la convección de Rayleigh-Bernard.
5.- 1961-1968. El equilibrio y la estabilidad de las figuras elipsoides de equilibrio, en parte en colaboración con Norman R. Lebovitz.
6.- 1962-1971. La teoría general de la relatividad y astrofísica relativista.
7.- 1974-1983. La teoría matemática de los agujeros negros.

Masa y estructura de las estrellas

Se conoce como secuencia principal la fase más larga e importante en la existencia de una estrella, momento en el que alcanza su mayor plenitud. Durante este período de la vida de una estrella, su equilibrio queda garantizado por la tensión existente entre la gravedad, que propende a comprimirla, y la energía producida por la fusión nuclear del hidrógeno, que la calienta y tiende a expandirla.

Pero, al término de esa secuencia principal, cuando el hidrógeno empieza a agotarse, se impone el dominio de la gravedad, con lo que la estrella vuelve a comprimirse. El resultado de este proceso de compresión es un incremento de temperatura que provoca la fusión del helio, lo que da pie, a su vez, a la expansión de las capas exteriores de la estrella, que se transforma entonces en una gigante roja.

Para que se produzca, al igual que ocurrió con el hidrógeno, el agotamiento del helio, han de transcurrir varios millones de años. Cuando esto sucede -es decir, cuando el helio también se ha consumido-, tiene lugar, de forma vertiginosa, una serie de reacciones nucleares que acaban generando hierro. Chandrasekhar demostró que, a partir de entonces, cuando la estrella ya no puede producir más energía nuclear, su evolución depende de su masa.

Básicamente, la teoría del astrofísico de Lahore viene a decir que, en el caso de las estrellas pequeñas (es decir, de aquellas cuya masa es menor o semejante a la del Sol), el proceso de comprensión se produce hasta que la repulsión electrostática de los electrones provoca la brusca detención del colapso gravitatorio. O, dicho con otras palabras, la presión mecánico-cuántica da lugar, en estos astros de masa pequeña, a lo que se conoce como una enana blanca estable, cuya posterior evolución pasa por un lento y progresivo enfriamiento que acabará por transformarla definitivamente en una enana negra.

Chandrasekhar, aplicando audazmente la teoría de la relatividad a la astrofísica, demostró que, en el caso de las estrellas de gran masa, este proceso evolutivo no tenía lugar. En aquel simposium de la Real Sociedad Astronómica donde habría de ser injustamente menospreciado por Eddington, el astrónomo anglo-hindú reveló que había calculado qué tamaño podría llegar a tener una estrella para ser capaz de soportar su propia gravedad después de haber gastado todo su combustible, y que, según estos cálculos, dicha masa no podía superar en 1'2 veces la del sol (límite que luego fijo, con mayor exactitud, en 1'44).

Acto seguido, Chandrasekhar explicó a los científicos de la Royal Astronomical Society los pasos que había seguido para llegar a esta conclusión. Partía del principio de Pauli, que prohíbe que dos partículas de espín 1/2 se hallen simultáneamente en el mismo estado cuántico, pues nunca pueden ocupar la misma posición ni tener la misma velocidad. Cuando la estrella se comprime, sus partículas materiales están muy cerca unas de otras; pero, por el citado principio de Pauli, tienden a expandirse y, por ende, a expandir la estrella. Se produce entonces un equilibrio entre la atracción gravitatoria (o fuerza que tiende a contraer la estrella) y la repulsión de las partículas que describe el principio de Pauli (es decir, una tensión análoga al equilibrio generado por el contrarresto entre gravedad y calor). Pero, según Chandrasekhar, existe un límite a la repulsión de partículas, ya que la teoría de la relatividad limita a la velocidad de la luz las máximas velocidades de las partículas materiales de la estrella. De aquí se desprende que, cuando la estrella sea lo bastante densa, la repulsión debida al principio de exclusión (o principio de Pauli) será menor que la atracción de la gravedad; y que, según sostuvo Chandrasekhar ante sus escépticos colegas de la Real Sociedad Astronómica, que una estrella blanca y fría con una masa superior a 1,2 (o, con mayor exactitud, a 1'44) sería incapaz de soportar su propia gravedad. A partir de entonces, esta masa se conoce como límite de Chandrasekhar.

Chandrasekhar propuso a continuación que las estrellas de masa superior a 1'44 que no llegaban a convertirse en enanas blancas continuaban en fase de contracción o colapso hasta que éste fuera interrumpido por una violente fuerza nuclear (con lo que se transformarían en estrella de neutrones); o bien seguían en dicha fase de contracción indefinidamente (dando así lugar a un agujero negro). Estas últimas propuestas contribuyeron a avalar el descrédito de sus teorías promovido por Eddington, ya que, por aquel tiempo y durante muchos años después, fue imposible constatar la existencia de estrellas de neutrones y agujeros negros. Pero las teorías del genial astrofísico anglo-hindú volvieron a cobrar vigencia a partir de 1967, cuando el científico británico Anthony Hewihs (1924- ) descubrió unos objetos estelares que giran sobre sí mismos a velocidades altísimas, lanzando veloces y regulares emisiones de radio. Se trata de los púlsares, que enseguida fueron identificados por Chandrasekhar y sus discípulos como las estrellas de neutrones de la que había hablado, a comienzos de los años treinta, el científico de Lahore.

Autor

  • J. R. Fernández de Cano.