Чандрасекар Субрахманьян

Чандрасекар Субрахманьян

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. 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 Президентский 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, сожмется 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 карликов» ("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 карликами, 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 продолжал 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 внимание 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 внутреннее 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 звезды 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.

з 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 звезда 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 протонов. 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, узнал, 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. закончил 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 оставался 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 министерства 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, квазизвездный 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 теоретические 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 жизнь 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. женился 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 Национальной академии наук, Американской академии наук и искусств. Американского астрономического общества. Королевского астрономического общества в Лондоне и Лондонского королевского общества.