Disputa Chandrasekhar–Eddington
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A principios del siglo XX, el astrónomo inglés Arthur Eddington y el astrónomo indio Subrahmanyan Chandrasekhar no estaban de acuerdo sobre la teoría correcta para describir las etapas finales del ciclo de vida de una estrella. Durante la disputa, Chandrasekhar estaba al comienzo de su carrera y Eddington era un físico reconocido. Chandrasekhar había propuesto un límite, ahora conocido como límite de Chandrasekhar, que indica el límite máximo para la masa de una enana blanca. En una serie de conferencias y encuentros, Eddington abogó por una teoría alternativa, criticando y burlándose abiertamente de los modelos de Chandrasekhar.
Las teorías de Chandrasekhar tuvieron éxito en astronomía; Chandrasekhar recibiría el Premio Nobel de Física en 1983, por sus modelos estelares. El límite de Chandrasekhar se convirtió en una evidencia teórica de la existencia de agujeros negros.
Arthur Eddington se convirtió en un científico famoso y establecido por el experimento de Eddington de 1919, en el que comprobó la relatividad general de Albert Einstein midiendo la desviación de la luz del sol durante un eclipse, en la Isla de Príncipe, África.[1]
A principios de la década de 1920 se conocían tres candidatos a enanas blancas.[2] Se sugirió que estas estrellas aparecen al final del ciclo de vida de las estrellas, cuando éstas colapsan bajo su propio peso. El material restante forma una estrella en un estado muy denso.[2] Una de las tres enanas blancas, Sirio B, compañera de Sirio, fue descubierta por Walter Sydney Adams después de una proposición de Eddington de utilizar el efecto Doppler relativista de la relatividad especial.[2] En 1926, Eddington señaló un problema con los modelos de la época que consideraban esta materia tan densa como el estado de energía más bajo. Eddington sugirió que esto no podría ser así, ya que las estrellas irradian y se enfrían.[2] Ralph H. Fowler resolvió este problema considerando que la enana blanca no colapsa debido a la presión de degeneración electrónica.[2]
En 1929, basándose en los modelos estelares de James Jeans, Edmund Clifton Stoner, trabajando en colaboración con Wilhelm Anderson, investigó los límites de masa de las enanas blancas, modelándolas como estrellas esféricas homogéneas gobernadas por la estadística de Fermi-Dirac.[3]
Subrahmanyan Chandrasekhar se había graduado recientemente del Presidency College, Madrás, India, y fue aceptado para una beca en la Universidad de Cambridge. Durante su viaje en barco a Inglaterra, sin conocer el trabajo de Stoner y Anderson, teorizó un modelo estelar más sofisticado basado en el trabajo de Ralph H. Fowler, en el que también observó que debido a restricciones relativistas, una enana blanca no podía superar una cierta masa. Publicó su modelo en 1930.[3]
Durante los estudios de Chandrasekhar en Cambridge, Fowler, Eddington y Edward Arthur Milne se mantuvieron escépticos respecto del límite de Chandrasekhar porque la teoría no explicaba lo que sucedía a una estrella que sobrepasaba el límite.[2][3] Sin embargo, Milne y Eddington, que se convirtieron en los examinadores de la tesis de doctorado de Chandrasekhar en 1933, apreciaron el trabajo de Chandrasekhar sobre las enanas blancas porque podía ayudar a resolver algunas discrepancias entre ambos. El modelo de Chandrasekhar respaldó la idea de Eddington de que una estrella por encima de la masa crítica actuaría como un gas ideal, sin embargo según Chandrasekhar no todas las estrellas se convirtieron en enanas blancas, en conflicto directo con las teorías de Eddington.[2][3] Poco después, ese mismo año, Chandrasekhar fue elegido miembro de la Real Sociedad Astronómica.[2][3]
Después de dejar Cambridge, Chandrasekhar reanudó su trabajo sobre el límite de masa de las estrellas en 1934, en Rusia, trabajando con Viktor Ambartsumian y Lev Landáu.[3]
