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Subrahmanyan Chandrasekhar : l'un des grands maîtres de l'astrophysiqueastrophysique théorique du XXe siècle, il était doté d'un incroyable talent et a obtenu le Prix Nobel de physiquephysique en partie pour ses travaux sur la structure stellaire et sa découverte, avant 22 ans, d'une massemasse limite maximale pour la stabilité des naines blanchesnaines blanches.
ChandraChandra, comme il aimait être appelé, avait de qui tenir. Il était en effet le neveu du prix Nobel de physique Chandrasekhara Venkata Raman, lauréat en 1930. Issu d'une famille de brahmans originaire du Tamil Nadu, il vit le jour à Lahore, aujourd'hui situé au Pakistan, le 19 octobre 1910. Doté de capacités exceptionnelles, il eut en plus la chance de bénéficier très jeune d'une éducation soignée et adaptée à sa précocité.
Alors qu'il terminait ses études au Presidency College de Madras, maintenant appelé Chennai, il maîtrisait déjà le livre de Sommerfeld sur la vieille théorie des quanta. Le hasard ayant voulu que le même Sommerfeld vienne à ce moment-là faire une série de conférences en Inde, ce fut un choc pour le jeune Chandra, alors âgé de seulement 17 ans, d'apprendre par la bouche du maître que ce qu'il avait appris était maintenant dépassé avec la découverte de la mécanique quantiquemécanique quantique par Heisenberg et Schrödinger. Sommerfeld le rassura tout de suite. S'il avait pu assimiler son livre, il était parfaitement armé pour assimiler la nouvelle mécanique, et il lui donna avant de partir un de ses articles portant sur l'applicationapplication de la toute nouvelle statistique de Fermi-Dirac sur les gazgaz d'électronsélectrons. Comme on le verra, cela aura une influence décisive sur sa vie.
Bien évidemment, Chandrasekhar n'eut aucun problème pour décrocher une bourse spéciale du gouvernement de l'Inde de l'époque pour partir compléter ses études universitaires à Cambridge en Angleterre. C'était déjà la Mecque de l'astrophysique théorique, à cause, notamment, de l'astrophysicienastrophysicien Arthur Stanley Eddington qui s'était illustré par ses travaux sur la relativité généralerelativité générale d'EinsteinEinstein et la structure des étoilesétoiles. Il y a en effet un ensemble d'équationséquations de base pour décrire une étoile qui porteporte son nom et il était le chef de l'expédition de 1919 ayant vérifié, grâce à une éclipse de Soleiléclipse de Soleil, les prédictions de la théorie d'Einstein, sans parler de ses travaux sur l'unification de la gravitationgravitation relativiste avec l'électromagnétismeélectromagnétisme.
Chandra décrocha en 1933, à 22 ans, un doctorat sous la direction de R. H. Fowler, lequel avait été l'un des premiers à appliquer la statistique de Fermi-Dirac à un gaz d'électrons dégénérés pour comprendre la densité impressionnante des naines blanches, comme l'étoile SiriusSirius B. Chandrasekhar décida utiliser la relativité restreinterelativité restreinte pour affiner les calculs de son directeur de thèse.
De façon incroyable, il en émergea une masse maximale pour une naine blanche, limite au-delà de laquelle une étoile, ayant épuisé ses sources d'énergies internesénergies internes contrebalançant la gravitégravité, devait s'effondrer sans retour.
Bien que reconnaissant la valeur des travaux de Chandra, et sans doute pour le traiter comme un égal, Eddington s'opposa alors publiquement aux conclusions de Chandrasekhar. La conclusion de celui-ci est restée célèbre : « Je pense qu'il doit exister une loi de la nature qui empêche une étoile de se comporter de façon aussi absurde ».
Pendant longtemps, la communauté des astrophysiciens, pour qui Eddington était un dieu vivant, est donc restée fermée aux conclusions de Chandra qui n'était ni plus ni moins que la prédiction de l'existence de ce qui sera appelé plus tard un trou noirtrou noir !
Il chercha de l'aide auprès de Bohr, Rosenfeld et Pauli qui, tout en le rassurant sur la solidité de ses conclusions et en lui affirmant qu'Eddington se trompait, ne firent rien pour le soutenir publiquement. Découragé, Chandra envisagea même d'abandonner l'astrophysique pour se tourner vers la toute jeune électrodynamique quantiqueélectrodynamique quantique que Paul DiracPaul Dirac, lui aussi à Cambridge et dont il était devenu l'ami, était alors le principal créateur avec Heisenberg, Pauli et Fermi. Au bout de deux mois de travail, il dut cependant se rendre à l'évidence : son talent incontestablement supérieur se brisait devant le génie de Dirac.
Il décida alors de se consacrer à l'astrophysique newtonienne, malgré les recommandations de Dirac pour qui l'avenir proche de l'astrophysique résidait dans la relativité générale. Comme il le fit remarquer plus tard, à la suite de ses travaux extraordinaires sur les étoiles relativistes et la théorie des perturbations des trous noirs à partir du milieu des années 1960, il lui aura fallu 30 ans pour comprendre que Dirac avait raison.
Il émigra alors aux États-Unis, un poste lui ayant été offert à l'université de Chicago en 1937. C'est à cette période que Chandra prit une habitude qui contribua à assurer sa prééminence sur les autres astrophysiciens. Il abordait un sujet de recherche sur lequel il travaillait de façon presque exclusive pendant six à dix ans environ et il écrivait à la fin un traité rigoureux et complet sur le sujet à partir de son propre point de vue. Laissant l'ouvrage à la postérité, il entrait alors dans un nouveau champ de recherche et répètait le processus.
Voit donc le jour en 1939 le premier de ces traités, Introduction to the Study of Stellar Structure. En suivront à peu près une dizaine, comme Principles of stellar dynamics en 1943.
Chandrasekhar y établit, par exemple, une formule célèbre sur l'influence des forces de « frottements » gravitationnelles qu'exercent une population d'étoiles dans une galaxiegalaxie ou un amas stellaire sur les étoiles les composants. À cette occasion, il travailla avec John Von NeumannJohn Von Neumann et fut l'auteur d'un article célèbre sur la mécanique statistique des processus stochastiquesstochastiques en astrophysique (mouvementsmouvements browniens, évaporation des étoiles dans les amas stellaires, etc.)
Le travail dont il fut le plus fier est probablement celui portant sur le transfert radiatif, essentiellement pour la théorie des atmosphèresatmosphères stellaires. Il en sortira en 1950 Radiative transfert.
Collègue de Fermi à l'université de Chicago, il débutera avec lui des études sur la toute nouvelle science de la magnéto hydrodynamique, plus généralement il étudiera les problèmes de stabilité en mécanique des fluides que ce soit sous l'action de la chaleurchaleur ou d'un champ magnétiquechamp magnétique. C'est important pour comprendre l'origine des champs magnétiques des astresastres comme celui de la Terre par effet dynamoeffet dynamo et même l'influence de ces champs sur les particules dans les galaxies. Un sous-produit de cette collaboration est le mécanisme de Fermi pour l'accélération des rayons cosmiquesrayons cosmiques. On notera aussi, en liaison avec ce travail, le développement d'une théorie de la turbulence issue des travaux de Heisenberg et ses études sur la convectionconvection thermique, aussi bien à l'intérieur des étoiles qu'à l'intérieur de la Terre.
Le point culminant de ces travaux sera la publication en 1961 de Hydrodynamic and hydromagnetic stability.
Le début des années 1960 est marqué par la renaissance de la théorie de la relativité générale suite à la découverte des quasarsquasars et du rayonnement fossilerayonnement fossile vestige du Big BangBig Bang. Avec toute la force de la maturité, Chandrasekhar se lança alors dans l'étude de la théorie des étoiles relativistes et de leur stabilité, rédigeant une suite d'articles impressionnants aux démonstrations mathématiques monstrueuses. Mais ils ne seront jamais rassemblés en un traité, si l'on excepte Ellipsoidal figures of equilibrium en 1968, qui y trouve son inspiration. Chandrasekhar ne tarda pas à aborder l'étude de la théorie des trous noirs, sujet devenu respectable cette année-là suite à la découverte des étoiles à neutronsétoiles à neutrons. Il décida de tirer au clair toutes les questions de stabilité et de perturbation en liaison avec les trous noirs, une fois encore ses capacités impressionnantes éblouirent tout le monde.
Utilisant le formalisme de Newman-Penrose, il établit solidement la théorie des perturbations des trous noirs de Kerrtrous noirs de Kerr et Schwarzschild. Découvrant qu'il avait été le premier à prédire leur formation, la jeune génération des astrophysiciens de la fin des années 1960 sur les campus Californiens écouta alors avec attention le sage venu de l'Inde et dont plusieurs étudiants étaient déjà devenus des Prix Nobel comme les chinois Tsung-Dao Lee et Chen Ning Yang. Malgré ses presque 70 ans, il résumera tous ses travaux dans The mathematical theory of black holes en1983 et décrochera la même année le Prix Nobel de physique avec William Fowler, ce dernier pour ses travaux sur l'astrophysique nucléaire. Chandra sera malgré tout désappointé de n'obtenir ce prix que pour ses premiers travaux, et pas sur ceux portant sur l'astrophysique relativiste dont Kip Thorne considère qu'il en est le principal contributeur.
Il meurt à 84 ans le 21 août 1995 à Chicago aux États-Unis, non sans avoir poursuivi des travaux importants sur les collisions d'ondes planes en relativité générale et les pulsations non radiales des étoiles. Vers la fin de sa vie, il était aussi devenu impressionné par les travaux de NewtonNewton dont il a donné une relecture moderne dans Newton's Principia for the common reader.
Sa veuve Lalitha, qu'il avait connue alors qu'elle étudiait les sciences avec lui à Madras, est décédée en 2013, à 102 ans.
Le 23 Juillet 1999, la NasaNasa lança le satellite d'observation en rayons Xrayons X baptisé « Chandra » en son honneur.
Quelques liens intéressants :
Liste de quelque uns de ses traités :
1. An Introduction to the Study of Stellar Structure (1939, University of Chicago Press; reprinted by Dover Publications, Inc., 1967).
2a. Principles of Stellar Dynamics (1943, University of Chicago Press; reprinted by Dover Publications, Inc., 1960).
2b. 'Stochastic Problems in Physics and Astronomy', Reviews of Modern Physics, 15, 1 - 89 (1943); reprinted in Selected Papers on Noise and Stochastic Processes by Nelson Wax, Dover Publications, Inc., 1954.
3. Radiative Transfer (1950, Clarendon Press, Oxford; reprinted by Dover Publications, Inc., 1960).
4. Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability (1961, Clarendon Press, Oxford; reprinted by Dover Publications, Inc., 1981).
5. Ellipsoidal Figures of Equilibrium (1968; Yale University Press).
6. The Mathematical Theory of Black Holes (1983, Clarendon Press, Oxford).
Le prix Nobel lui fut attribué essentiellement pour les travaux présents dans les articles suivants :
'The highly collapsed configurations of a stellar mass', Mon. Not. Roy. Astron. SocSoc., 91, 456-66 (1931).
'The maximum mass of ideal white dwarfs', Astrophys. J., 74, 81 - 2 (1931).
'The density of white dwarfstars', Phil. Mag., 11, 592 - 96 (1931).
'Some remarks on the state of matter in the interior of stars', Z. f. Astrophysik, 5, 321-27 (1932).
'The physical state of matter in the interior of stars', Obseroatoy, 57, 93 - 9 (1934)
'Stellar configurations with degenerate cores', Observatoy, 57, 373 - 77 (1934).
'The highly collapsed configurations of a stellar mass' (second paper), Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 95, 207 - 25 (1935).
'Stellar configurations with degenerate cores', Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 95, 226-60 (1935).
'Stellar configurations with degenerate cores' (second paper), Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 95, 676 - 93 (1935).
'The pressure in the interior of a star', Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 96, 644 - 47 (1936).
'On the maximum possible central radiation pressure in a star of a given mass', Observatoy, 59, 47 - 8 (1936).
'Dynamical instability of gaseous masses approaching the Schwarzschild limit in general relativity', Phys. Rev. Lett., 12, 114 - 16 (1964); Erratum, Phys. Rev. Lett., 12, 437 - 38 (1964).
'The dynamical instability of the white-dwarf configurations approaching the limiting mass' (with Robert F. Tooper), Astrophys. J., 139, 1396 - 98 (1964).
'The dynamical instability of gaseous masses approaching the Schwarzschild limit in general relativity', Astrophys. J., 140, 417 - 33 (1964).
'Solutions of two problems in the theory of gravitational radiation', Phys. Rev. Lett., 24, 611 - 15 (1970); Erratum, Phys. Rev. Lett., 24, 762 (1970).
'The effect of graviational radiation on the secular stability of the Maclaurin spheroid', Astrophys. J., 161, 561 - 69 (1970).
