Субрахманья Чендрасекхар – великий индийский физик и астрофизик

Размещено на http://www.allbest.ru/

Министерство здравоохранения РФ

Тихоокеанский государственный медицинский университет

Кафедра физики и математики

Реферат

по физике на тему:

Субрахманья Чендрасекхар - великий индийский физик и астрофизик

Содержание

Введение

1. Краткая биография

2. Научная деятельность

2.1 Белые карлики

2.2 Теория о «чёрных дырах»

2.3 Предел Чендрасекара

3. Награды

Заключение

Список используемых источников

Введение

Данный реферат посвящен великим открытиям, наградам и исследованиям индийского астрофизика Субрахманьяна Чанрасекара, таким как: теории эволюции и внутреннего строения звёзд, звездных атмосфер, звездной динамики, теории чёрных дыр, стохастическим процессам. Также предоставлена информация, непосредственно, о жизни ученого: дата рождения, где родился, учился и работал.

1. Краткая биография

Чандрасекар Субраманья - американский астрофизик, удостоенный Нобелевской премии по физике в 1983 (совместно с У.Фаулером) за создание теории эволюции массивных звезд.

Родился 19 октября 1910 в Лахоре (Индия, ныне Пакистан), по национальности тамил. Его отец был музыковедом, мать - лингвистом. Дядей ученого был крупнейший индийский физик, Нобелевский лауреат 1930 Ч.В.Раман. До 12 лет мальчик обучался дома, затем поступил в Президентский колледж Мадраса, а по его окончании - в Мадрасский университет. В 1930-1933 изучал теоретическую физику в Тринити-колледже Кембриджского университета, работал в этом университете под руководством известного физика Р.Фаулера. В 1936 переехал в США, с 1937 работал в Йеркской обсерватории и преподавал в Чикагском университете (с 1942 в должности профессора). Во время Второй мировой войны принимал участие в работах, проводившихся в рамках Манхэттенского проекта. В 1952--1971 годах возглавлял редакцию журнала «Astrophysical Journal».

2. Научная деятельность

Основные работы Чандрасекара посвящены гидродинамике, теории эволюции и внутреннего строения звёзд, звездных атмосфер, звездной динамики, теории чёрных дыр, стохастическим процессам. В 1931--1932 годах опубликовал первые статьи, посвященные строению белых карликов. На основе анализа условий механического равновесия доказал существование предельной массы у белых карликов («предел Чандрасекара»). Звёзды, масса которых превышает предел Чандрасекара, минуют стадию белого карлика, продолжают сжиматься и сбрасывают газовую оболочку с образованием нейтронной звезды. Позднее создал полную теорию эволюции и внутреннего строения массивных звёзд. В 1942 году совместно с Марио Шёнбергом определил предел для изотермического ядра звезды, при превышении которого термоядерные реакции начинают идти в сферическом слое вне ядра звезды («предел Шёнберга -- Чандрасекара»). Данные представления легли в основу моделей строения красных гигантов.

Проанализировал процессы переноса излучения в звёздных атмосферах, предложил ряд методов для решения уравнений, используемых для описания этих процессов. На основе классической механики создал теорию звёздной динамики. Разработал математический аппарат теории возмущений чёрных дыр и использовал его для проверки устойчивости данных объектов.

В области гидродинамики рассмотрел процессы конвекции, в том числе в присутствии магнитного поля. Предложил вириальный метод решения задач гидродинамики и использовал его для анализа равновесия и устойчивости вращающейся гравитирующей жидкости.

В честь Чандрасекара названа орбитальная обсерватория «Чандра» («Chandra»).

«Чандра» - американский космический рентгеновский телескоп (обсерватория), выведен на орбиту в 1999 году. Длина 13,8 м, масса 4 620 кг. Длина двух солнечных панелей составляет около 20 м. Рентгеновский телескоп «Чандра» состоит из двух наборов зеркал косого падения -- четырех параболических, вставленных друг в друга, и четырех -- гиперболических, установленных таким же образом. Диаметры зеркал составляют от 0,6 до 1,2 м.

2.1 Белые карлики

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.

2.2 Теория о «чёрных дырах»

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 Чандрасекара предсказали то, что ныне известно как «черные дыры».

К 1934 г. эти вычисления привели учёного 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, Чандрасекар 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 Чандрасекара, однако Эддингтон ни разу не намекнул, что он сам ведет работы в том же направлении, и не обнаруживал желания публично оспорить взгляды Чандрасекара. После того как Чандрасекар 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, Чандрасекар 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. Чандрасекар стал адъюнкт-профессором, в 1944 г. полным профессором и в 1947 г. почетным профессором астрофизики. чанрасекар звездный гидродинамика гравитация

После работ по изучению строения звезд Чандрасекар 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 Чандрасекар 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».

2.3 Предел Чандрасекара

В начале 1930-х годов молодой индийский физик-теоретик Субрахманьян Чандрасекар, работая над теорией белых карликов, сформулировал важное следствие из запрета Паули, а именно: при превышении массой звезды определенного предела, равняющегося примерно 1,4 массы Солнца, гравитационные силы оказываются сильнее сил давления вырожденного газа, и коллапс продолжается. Именно эта масса M = 1,4Mс и получила название «предел Чандрасекара». Чандрасекара предел - верх. предел массы (M ч ) холодного не вращающегося белого карлика. Установлен С. Чандрасекаром в 1931. Давление P внутри белого карлика (БК) определяется электронным вырожденным газом зависит только от плотности вещества r. Внутри БК плотность монотонно возрастает от поверхности к центру. Чем больше масса БК M, тем больше плотность r с в его центре; увеличивается также плотность любого промежуточного слоя и уменьшается радиус R БК. Как только энергия Ферми электронного газа начинает превышать энергию покоя электрона т е с2 (это происходит при плотн. r106 г/см 3), электронный газ становится релятивистским и рост давления с увеличением плотности замедляется. В результате даже небольшое увеличение массы БК приводит к значительному возрастанию r с и, когда M приближается к M ч, радиус БК быстро убывает, плотность r с стремится к бесконечности, а зависимость Р(r) приближается к закону.

где

Здесь т и - атомная единица массы; me - молекулярная масса, приходящаяся на один электрон [число электронов в единице объёма равно r/(mum е)]. Чем ближе M к M ч, тем точнее выполняется соотношение (1) и тем лучше строение БК соответствует модели политропного шара. Теория политропных газовых шаров - гидростатически равновесных сферически-симметричных конфигураций, внутри которых Pr1+1/n (случаю (1) соответствует n = 3) была развита в конце 19 - нач. 20 вв. Дж. Лейном, А. Риттером и P. Эмденом. Согласно этой теории, в случае n = 3 имеется однозначная связь между постоянной К и массой M политропного шара:

где 0,3639 - безразмерный коэффициент, определяемый условием гидростатического равновесия. Подставляя значение К из (2) в (3), получаем предельную массу M ч БК:

При М> М ч гидростатич. равновесие БК вообще невозможно, поскольку градиент давления недостаточен для компенсации силы тяжести. В таблице для разл. веществ приведены округлённые значения me и соответствующие M ч.

При достаточно больших плотностях на структуру реальных БК начинают заметно влиять процессы нейтронизации вещества и эффекты общей теории относительности. В результате макс. масса М макс БК оказывается несколько меньше M ч и ей соответствует уже не бесконечная, а конечная величина r с (рис.). Так, для углеродных БК с учётом этих факторов М макс1,36 и r с, <макс5·1010 г/см , чему соответствует мин. радиус БК ~ 108 см, т. е. 1 тыс. км.

Качественный вид зависимости массы белых карликов от их центральной плотности. 1-идеальные белые кар лики, для которых rc при MM ч; 2 - реальные белые карлики: максимальной массе Ммакс соответствует конеч ная центральная плотность r с, <макс. Штриховой отрезок кривой соответствует неустойчивым конфигурациям.

Достаточно горячие БК, электронный газ внутри которых вырожден не полностью, а также холодные, но быстро вращающиеся БК могут иметь массы, превышающие M ч.

Со временем по мере охлаждения или потери момента количества движения гидростатичное равновесие таких массивных БК неминуемо нарушается и они переходят в состояние гравитационного коллапса, в результате чего возникает нейтронная звезда.

Чандрасекара предел играет фундаментальную роль в теории строения и эволюции звёзд. Внутри массивных звёзд на определенных стадиях эволюции могут образовываться частично вырожденные центральные ядра, состоящие из С, О, Ne, Si, Fe. Характер последующих, заключительных стадий эволюции таких звёзд, а также их конечная судьба критически зависят от того, насколько и в какую сторону отличаются массы их ядер от M ч.

3. Награды

Чандрасекар 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.

Помимо Нобелевской премии, Чандрасекар 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

Заключение

Всю свою жизнь Чандрасекар 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 Чандрасекар слушал классическую музыку или читал.

Во время поездки в Индию в 1936 г. Чандрасекар женился на Лалите Дорайсвами, стипендиатке Президентского колледжа, а в 1953 г. получил американское гражданство.

21 августа 1995 года величайший астрофизик современности ушел из жизни. Субрахманьян Чандрасекар был творящим плодовитым гением, соединившим математическую точность с физическим пониманием явлений и изменившим представление людей о физике звезд.

Список использованных источников

1. Чандрасекар С. Введение в учение о строении звезд. М., 1950

2. Чандрасекар С. Перенос лучистой энергии. М., 1953

Размещено на Allbest.ru