Meno amerického astrofyzika indického pôvodu Subrahmanyana Chandrasekhara (Subrahmanjana Čadrasékhara) sa spája s prelomovým výskumom hviezdneho vývoja. O jeho životnom príbehu a objavoch sme sa rozprávali s Patrikom Čechvalom z Fakulty matematiky, fyziky a informatiky Univerzity Komenského v Bratislave.
Z akého prostredia pochádzal S. Chandrasekhar?
Narodil sa v roku 1910 v Láhaure v Indii, keď ešte patrila pod britskú korunu (teraz súčasť Pakistanu), do tamilsko-brahmanskej rodiny. V rámci indického kastového systému bola Chandrasekharova rodina medzi vyššie postavenými. Jeho otec pôsobil ako hlavný kontrolór na železnici. Zaujímavé je, že otcov brat bol slávny indický fyzik Čandrasékhara Vénkata Ráman, ktorý získal v roku 1930 pre Indiu prvú Nobelovu cenu, a to konkrétne za fyziku za prevratnú prácu venovanú rozptylu svetla. V súčasnosti poznáme tzv. Ramanovu spektroskopiu alebo Ramanov jav.
Z viacerých rozhovorov však vyplýva, že Chandrasekhar sa so strýkom stretával pomerne málo a záujem o poznávanie sveta v ňom prebudila mama. Tá prekladala literárne diela do tamilčtiny a tento jazyk ho učila. Otec mu zasa vysvetľoval matematiku a fyziku. Do dvanástich rokov sa vzdelával doma. Rodina sa nakoniec usadila v Madrase, kde navštevoval strednú aj vysokú školu.
Zaujímal sa skôr o teóriu alebo experimenty?
S. Chandrasekhar bol celý vedecký život teoreticky zameraný. Viac ho priťahovalo štúdium matematiky na rozdiel od strýka, ktorý bol vynikajúcim experimentátorom. Ako sedemnásťročný strávil leto u neho v laboratóriu, kde poškodil časť experimentálnej aparatúry. Po diskusiách s otcom sa napokon rozhodol pre štúdium fyziky, ktorá bola podľa otcovho názoru viac využiteľná v praktickom živote ako matematika. No hlboký záujem o matematiku a teóriu bol badateľný počas celej jeho kariéry.
Aké boli jeho začiatky vo vede?
Po inšpiratívnej prednáške slávneho fyzika Arnolda Sommerfelda, ktorý mal prednáškové turné po Indii, vydal v roku 1929 prvý odborný článok s názvom Comptonov rozptyl a nová štatistika v časopise Proceedings of the Royal Society of London. To ešte nemal ani 20 rokov.
V lete 1930 získal bakalársky titul s vyznamenaniami. Krátko po ňom dostal štipendium od indickej vlády, aby mohol pokračovať v magisterskom a následne doktorandskom štúdiu na univerzite v Cambridgei, na Trinity College, kde v minulosti pôsobil napríklad aj Isaac Newton. Jeho školiteľmi sa stali významní astrofyzici sir Ralph H. Fowler, s ktorým konzultoval už prvý vedecký článok, a sir Arthur S. Eddington, ktorý v roku 1919 priniesol pozorovania potvrdzujúce Einsteinovu všeobecnú teóriu relativity.
V tomto čase prišiel aj na kľúčový objav.
S. Chandrasekhar sa počas plavby loďou do Anglicka zaoberal vtedy vznikajúcou kvantovou štatistikou. Tieto poznatky využil pre štúdium vlastností tzv. degenerovaného elektrónového plynu v špeciálnom type hviezd, bielych trpaslíkoch. Využil tzv. relativistickú aproximáciu na opis stavu takéhoto degenerovaného plynu. Jeho výpočty ukázali, že by mala existovať limitná hmotnosť takýchto hviezd. Tzv. Chandrasekharova medza – približne 1,4-násobok hmotnosti Slnka – vyjadruje hraničnú hodnotu hmotnosti bieleho trpaslíka, keď je ešte tlak degenerovaného plynu schopný udržať ho v rovnováhe.
Mgr. Patrik Čechvala, PhD., pôsobí ako astrofyzik na Fakulte matematiky, fyziky a informatiky Univerzity Komenského v Bratislave. Počas doktorandského štúdia absolvoval dva študijné pobyty na Instituto de Astrofísica de Canarias na ostrove Tenerife na Kanárskych ostrovoch. Po obhajobe dizertačnej práce v roku 2023 absolvoval vedeckovýskumný pobyt na Fyzikálnom ústave Akadémie vied Českej republiky v Prahe a začiatkom tohto roka ďalší pobyt na Observatoire de Paris v Meudone vo Francúzsku. Vo svojom výskume sa zaoberá astročasticovou fyzikou, pozorovaním gama žiarenia prostredníctvom Čerenkovových ďalekohľadov a interakciou látky s časticami kozmického žiarenia. Aktívne sa venuje popularizovaniu astrofyziky a príbuzných tém.
Čomu sa venoval počas štúdia na Univerzite v Cambridgei?
Na Cambridgei sa venoval napríklad výpočtom opacít a ďalšiemu zdokonaleniu modelu limitnej hmotnosti hviezd pozostávajúcich z degenerovaného plynu. V tomto období sa stretol s významnými fyzikmi a astrofyzikmi, akými boli Edward A. Milne alebo Paul Dirac. Počas štúdia ho pozval Max Born do svojho inštitútu v Göttingene, kde strávil leto. Na Diracovu radu strávil nejaký čas aj na Inštitúte teoretickej fyziky v Kodani, kde sa stretol s Nielsom Bohrom.
Dizertačnú prácu obhájil v roku 1933 vychádzajúc z práce publikovanej v štyroch vedeckých článkoch. V tom istom roku získal štipendium na Trinity College, ktoré mu umožňovalo zostať na univerzite ďalšie štyri roky. Stal sa tak iba druhým Indom po Srínivásaovi A. Rámánudžanovi, ktorý ho získal. Takisto sa stal členom Kráľovskej astronomickej spoločnosti.
O jeho prácu sa naďalej zaujímal jeden zo školiteľov A. S. Eddington. Nesúhlasil však s Chandrasekharovými závermi o existencii limitnej hmotnosti bielych trpaslíkov, čo vyústilo až do sporu medzi týmito dvoma vedcami.
Aký mal tento spor priebeh?
V roku 1935 sa konalo stretnutie Kráľovskej astronomickej spoločnosti, na ktorom S. Chandrasekhar predstavil svoje ucelené výsledky. Eddington zariadil, aby mal Chandrasekhar na prednášku dvojnásobok štandardného času a takisto si zarezervoval hneď nasledujúcu prednášku, ktorú nazval Relativistická degenerácia. Vo vystúpení Eddington otvorene skritizoval Chandrasekharovu teóriu, pričom sa sústredil na kritiku limitnej hmotnosti a relativistického priblíženia, ktoré autor využil. Eddington, ktorý bol svetovo uznávanou vedeckou kapacitou, ho tak verejne ponížil. To v Chandrasekharovi zanechalo stopu a dokonca zvažoval ukončenie vedeckej kariéry. Eddington pokračoval v kritike aj nasledujúce roky počas konferencií a obaja na seba vzájomne reagovali v článkoch. Trvalo približne 20 rokov, kým vedecká obec Chandrasekharove závery úplne prijala.
Ako prebieha zánik hviezdy?
Ak to veľmi zjednodušíme, hviezda predstavuje vo všeobecnosti teleso v rovnovážnom stave pozostávajúce z plazmy. Jej gravitácia sa ju snaží stlačiť, ale vnútorný tlak hviezdy pôsobí proti gravitácii. V prípade, že sa sily vyrovnajú, je v rovnovážnom stave. Keď niektorá prevládne, hviezda sa buď rozpína, alebo zmršťuje. Pri hviezdach, ktoré astronómovia označujú ako hviezdy hlavnej postupnosti, sú zdrojom vnútorného tlaku jadrové reakcie spaľujúce vodík a vytvárajúce jadrá hélia.
Po tom, čo hviezda spotrebuje vodík v jadre a prestane prebiehať fúzna reakcia, jadro sa začne zmršťovať. Zvýši sa jeho vnútorná teplota aj tlak a znova sa zapáli fúzna reakcia, tentoraz hélia, vedúca k tvorbe uhlíka a kyslíka. Obálka hviezdy sa rozptýli a tá zníži svoju efektívnu teplotu, čo sa prejaví posunom do červenej farby. Stane sa z nej červený obor. Po dohorení jadrovej reakcie sa jadro začne opätovne zmršťovať. Ak je hviezda ťažšia ako približne osem Sĺnk, jadro môže prejsť ďalšou kontrakciou a fázami horenia až po vznik železa. Následne je život hviezdy búrlivý, keď výbuchom prechádza do supernovy, po ktorej podľa hmotnosti jadra ostane v podobe neutrónovej hviezdy alebo pokračuje v kontrakcii, až vznikne čierna diera.
Za rozhovor ďakuje redakcia Quarku
