Subrahmanyan Chandrasekhar

(19 de octubre de 1910, Lahore, India británica – 21 de agosto de 1995, Chicago, Estados Unidos)

"Me gustaría introducir mis palabras con una declaración personal con el fin de que mis observaciones posteriores no puedan ser malinterpretadas.

Yo me considero Ateo”.

Por: Prof. Fabiola Díaz.

Astrofísico Indio, originario de Lahore (India británica, hoy Pakistán, pero entonces perteneciente a la India, y sometida al Imperio británico). Nativo de Tamil Nadu, Chandrasekhar nació el 19 de octubre de 1910.

Proveniente de una familia poderosa e influyente, recibió desde niño una excelente educación dirigida y vigilada  por su padre, Chandrasekhar Subrahmanya, quien era un alto funcionario que trabajaba para el gobierno colonial inglés como auditor general de los ferrocarriles del noroeste, dentro del Departamento de Auditoría Contable. Además, la madre de Chandrasekhar, Sita Subrahmanya, era una mujer muy culta y con un alto intelecto, conocida por  traducir al vocablo tamil Casa de muñecas, obra del dramaturgo noruego Henrik Ibsen. De su madre, este eminente científico heredó la costumbre del estudio constante, así como también  a la persecución de grandes objetivos.

En el seno de la familia Chandrasekhar, el pequeño Subrahmanyan (quien era  el tercero de 10 hermanos) sentía como las Ciencias ocupaban un lugar muy importante, puesto que su prestigioso tío Chandrasekhar Venkata Raman, era un físico destacado y profesor de la Universidad de Calcuta que, entre algunos de sus importantes descubrimientos, en 1928, identificó el fenómeno de dispersión inelástica de la luz en los cuerpos transparentes (conocido también como efecto Raman). Por este descubrimiento fue galardonado en 1930 con el Premio Nobel de Física, por lo que su figura y sus enseñanzas estimularon muy positivamente a Subrahmanyan Chandrasekhar al estudio de la Física.

La excelente posición económica de su familia, permitió al pequeño  Chandrasekhar recibiera su educación básica bajo la tutela de tutores y profesores particulares. Hecho que era muy habitual para la época entre las familias de clase privilegiada. Cuando Chandrasekhar tenía  ocho años de edad, su familia se mudó a la ciudad de Madrás, pues su padre fue asignado a un nuevo cargo laboral en dicha ciudad. Allí siguió recibiendo una esmerada formación individual con profesores particulares hasta 1922, cuando ya tuvo la edad necesaria (doce años) para comenzar sus estudios secundarios y se inscribió en la High School Triplicane, un centro de enseñanza secundaria en el que se combinaba en perfecto equilibrio  los conocimientos británicos con la usanza hindú.

Chandrasekhar concluyo su bachillerato en 1925, y sin pérdida de tiempo se matriculó en otro centro educativo de estudios universitarios de Física, Química y Matemáticas, a la vez que perfeccionaba sus conocimientos de sánscrito, la milenaria lengua hindú.

Su mayor interés durante este primer periodo de formación universitaria   fue la Física. Atraído por la mecánica cuántica, estudió de su propia cuenta todos los libros y artículos que caían en sus manos y comenzó a publicar ensayos de su autoría asombrando a sus profesores, y demostrándoles que estaba dispuesto a superar la distancia que les separaba de los grandes centros europeos donde se estaban desarrollando  novedosas teorías científicas.

Los conocimientos adquiridos por Chandrasekhar previamente de forma autodidacta le permitieron ganar, sin ninguna oposición, un concurso universitario que premiaba el mejor artículo sobre física cuántica, cuyo primer premio era el libro que el ganador solicitase. Chandrasekhar pidió una edición de La constitución interna de las estrellas, del astrofísico británico Eddington (1882-1944), obra y autor que, a partir de entonces, influyeron contundentemente en la orientación y desarrollo de sus investigaciones.

Los conocimientos, méritos y distinciones obtenidas durante su paso en el Presidency College de Madrás, una vez graduado, le hicieron acreedor de una beca del Gobierno Indio para continuar sus estudios, por un período de tres años, en el Trinity College de la Universidad de Cambridge. Por lo que el joven licenciado Chandrasekhar debió realizar una larga travesía marítima que le llevó desde la India hasta Gran Bretaña, tiempo durante el cual Chandrasekhar se dedicó al estudio de la estructura interna de las estrellas de tipo enanas blancas, para lo que usó algunas explicaciones del científico británico Fowler sobre la presión de degeneración, además de las ecuaciones plasmadas por Eddington en su citada obra.

Al aplicar estos conocimientos, Chandrasekhar se topó con un nuevo problema, 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 los discernimientos de Fowler, se creía, que las estrellas corrientes, una vez agotado su combustible de hidrógeno, entraban en un proceso  de implosión que acaba convirtiéndolas en estrellas enanas blancas, es decir, estrellas que continuaban emitiendo lentamente el resto del calor que les queda en el núcleo hasta convertirse en cenizas oscuras suspendidas en el espacio por la presión de degeneración. Vale destacar que la teoría de Fowler no tenía en consideración el fenómeno de la relatividad.

En su travesía  marítima que le llevaba a Gran Bretaña, Chandrasekhar consideró la posibilidad de aplicar las leyes de la relatividad al estudio de las enanas blancas, y preparó un ensayo en el que concluyó  que, con la aplicación de dichas leyes, cambiaba de forma radical toda la hipótesis de la teoría propuesta por Fowler. Porque, si resultaban ciertas sus especulaciones, las estrellas de masa pequeña (como el Sol) evolucionaban según la teoría tradicional, hasta acabar muriendo como enanas blancas; pero, si su masa superaba era mayor a 1,44  masas solares el  equilibrio interno de la estrella entre la gravedad y la presión de degeneración sería muy distinto, y estarían destinadas a un final de colapso hacia adentro, que finalmente daría lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro.

Al llegar a Cambridge, Chandrasekhar continuó desarrollando y  perfeccionando la idea  concebida en el barco. Chandrasekhar, explicó en detalle a  Fowler (quien fue su tutor),  el resultado de su análisis, a lo que Fowler se mostró reacio. Sin embargo, el joven astrofísico convirtió su teoría en la principal fundamentación de su tesis doctoral, que concluyó en dicha universidad inglesa en 1933.

El potencial de Chadrasekhar en Física era ya tan extraordinario que fue  capaz de actualizar la física clásica utilizada hasta entonces incorporando la nueva física relativista de Albert Einstein.

En los años siguientes, Subrahmanyan estuvo en Alemania y en Dinamarca  colaborando junto a reconocidos físicos. En 1933 regresó a la Universidad de Cambridge, donde, a la edad de 22 años, recibió su doctorado y una beca para continuar la investigación en Cambridge durante cuatro años más.

Poco después, fue nombrado miembro del Trinity College de Cambridge,  donde tanto  Fowler como Eddington era figuras ilustres.

Aunque  compartió mesa y conversación en numerosas ocasiones con ellos,  nunca llegó a convencerlos de que sus teorías sobre la evolución de la estrellas eran válidas.

A finales de 1934, los cálculos matemáticos realizados al respecto  confirmaban plenamente sus hipótesis: si la masa de una estrella es superior a cierto límite (1,44 masas solares), ese objeto no se convertirá jamás en una enana blanca, sino que colapsará hasta que lo detenga la fuerza nuclear (es decir, hasta transformarse  en una estrella de neutrones) o hasta dar lugar en un agujero negro.

Así y muy a pesar del escepticismo de sus maestros, colegas y amigos, en  1935 presentó formalmente su teoría en un simposio previo a la reunión anual de la Real Sociedad Astronómica, exposición, en la cual explicó en detalle la vida y evolución de las estrellas, como se resume a continuación:

Se conoce como secuencia principal la fase más larga e importante en la vida  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 y la energía producida por la fusión nuclear del hidrógeno, que la calienta y tiende a expandirla. Pero, al término de esa fase de secuencia principal, cuando el hidrógeno empieza a agotarse, la gravedad se impone, 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, que genera la expansión de las capas exteriores de la estrella, que se transforma entonces en una gigante roja. Para que se produzca, el agotamiento del helio, transcurrirán varios millones de años. Cuando esto sucede tiene lugar, de forma vertiginosa, una serie de reacciones nucleares que acaban generando hierro.

Chandrasekhar demostró que, a partir de esa fase, cuando la estrella ya no puede producir más energía nuclear, su evolución depende de su masa. Así 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. Pero en el caso de estrellas más masivas que el Sol. Chandrasekhar, aplicando de forma muy ingeniosa la teoría de la relatividad a la astrofísica, demostró que, este proceso evolutivo no se lleva a cabo.

En aquel simposio de la Real Sociedad Astronómica donde habría de ser  injustamente menospreciado por Eddington, el astrónomo indio – estadounidense  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).

Chandrasekhar explicó a los científicos de la Royal Astronomical Society los  pasos que había seguido para llegar a esta conclusión. Partiendo  del principio de exclusión de Pauli, que prohíbe que dos partículas de espín 1/2 se encuentren 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 entre sí, pero, por el citado principio de exclusión 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 violenta 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 indio volvieron a cobrar vigencia a partir de 1967, cuando Jocelyn Bell, culminando su doctorado en astrofísica detectó unos objetos estelares que giraban sobre sí mismos a velocidades altísimas, lanzando veloces y regulares emisiones de radio. Estos objetos recibieron el nombre de púlsares (estrellas pulsantes con emisiones de radio), que enseguida fueron identificados por Chandrasekhar y sus discípulos como estrellas de neutrones.

A pesar del desaire protagonizado por Eddington y sus colegas hacia la  teoría de evolución estelar de Chandrasekhar, él estaba muy seguro de la validez de su teoría; por lo que, sobreponiéndose a su timidez, decidió pasar por escrito su teoría a otros prestigiosos físicos europeos buscando el apoyo científico que necesitaba, consiguiendo así el apoyo de Leon Rosenfeld y Niels Bohr, desde Copenhague, le contestaron que, lo único que no tenía fundamento eran las objeciones de Eddington. Wolfgang Pauli, una de las voces más autorizadas en el estudio de la mecánica cuántica, apoyó también con firmeza la teoría de Chandrasekhar.

Sin embargo Eddington, aprovechándose de su ventajosa posición y su fama  continuó desprestigiando a Chandrasekhar 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 no sólo de cuestionar sus ideas, sino también de humillar en público Chandrasekhar con chistes y hasta sarcasmos un tanto desagradables. Sin embargo, la nobleza de Chandrasekhar quedó demostrada años después, en oportunidad de que en un acto científico que con motivo de la muerte de Eddington, acaecida en 1944, Chandrasekhar le honró afirmando que era el hombre más íntegro que había conocido.

Chandrasekhar regresó a su natal India antes de que concluyera el período  de disfrute de su beca, para formalizar su compromiso matrimonial con Lalitha Doraiswamy, antigua compañera de estudios en el Presindecy College de Madrás con quien se casó el 11 de septiembre de 1936, Chandrasekhar amó a su esposa por su “paciencia, comprensión, apoyo y amparo”. 

Fue en Madrás donde Chandrasekhar se casó con su esposa Lalitha  Doraiswamy. Sus familias habían vivido cerca uno del otro en la misma ciudad. Él dijo de su mujer,  que fue su mejor apoyo, su “paciencia, comprensión y aliento” lo que constituyó los “hechos centrales de mi vida”.

Aunque para la época solían celebrarse los matrimonios por mutuo acuerdo  y no por elección, excepcionalmente, el matrimonio de Chandrasekhar fue por elección. La familia de Lalitha también estaba muy interesada en la educación y, antes de casarse, ella trabajaba como directora de escuela. Ella fue un apoyo constante para Chandrasekhar. Lalitha obtuvo un título de maestra en física en 1930, por lo que enseñó física en la escuela secundaria en la India hasta que se casó y luego se mudó a Inglaterra en 1936.

Doraiswamy acompañaba siempre a su marido las conferencias. Ellos  compartían el amor por la música y “a menudo le cantaba”. Doraiswamy era una experta tocando flauta. Entre sus propias publicaciones, que versaban sobre su esposo, los títulos incluyen “Mi llama eterna” y “Nuestra canción”. Su esposa vivió hasta la edad de 102  años, falleció en el año 2013.

Posterior a su matrimonio, Chandrasekhar, desilusionado con la acogida y el  trato que le habían dado los científicos anglosajones, aceptó una oferta de empleo de la Universidad de Chicago (en el estado norteamericano de Illinois), donde se valoró mucho más que en Gran Bretaña sus trabajos de investigación.

En 1937, Chandrasekhar se había mudado a Estados Unidos y tomó la posición de profesor adjunto en la Universidad de Chicago a la edad de 26 años. Se enteró del trabajo mientras realizaba una gira de investigación en Harvard.

Perfectamente integrado en la comunidad científica norteamericana,  Chandrasekhar solicitó y obtuvo la nacionalidad estadounidense, en 1953 y permaneció en Chicago desde el momento de su llegada a los Estados Unidos (1937) hasta su muerte.

A pesar de que Chandrasekhar plasmó sus ideas acerca de la evolución de  las estrellas en una obra magistral que fue impresa bajo el título de An introducction to the study of stellar structure (Introducción al estudio de la estructura de las estrellas, 1939), sus teorías no fueron apreciadas hasta finales de la década de los sesenta, cuando se descubrió el primer pulsar, identificado con lo que el genial astrofísico de origen indio 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.

Además, Chandrasekhar impartió a lo largo de su vida numerosas  conferencias sobre diversos aspectos de las Ciencias y publicó también un importante ensayo sobre la filosofía de la estética en la Ciencia, titulado Truth and Beauty: A esthetics and Motivations in Science (Verdad y Belleza: Estética y Motivaciones en Ciencia). Otra obra suya de gran interés fue 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, 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",  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,  tales como:

·         Medalla de Oro de la Royal Astronomical Society of London en 1953