Sådan ændrede to indere moderne astronomi

Tiden fra 1920 og frem var en gylden tid for naturvidenskaben - ikke mindst for astronomi og fysik.

Det gælder også i Indien, hvor man havde lagt vægt på at opbygge universiteter og læreanstalter, der kunne inspirere unge mennesker til at uddanne sig.

Og det satte spor - også udenfor Indien, hvor indiske forskere bidrog med banebrydende opdagelser og opfindelser, der var med til at sætte Indien på det videnskabelige landkort i verden.

Her er virkelig grund til at se nøjere på videnskabsmændene Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995) og Meghnad Saha (1893 – 1956). Begge har leveret fornemme bidrag til forståelsen af den moderne astrofysik.

Nogle af videnskabens vigtigste teorier

Chandrasekhar har lært os, hvordan stjerner er bygget op og udvikler sig.

Han har vist, på hvilken måde stjernerne i en galakse bevæger sig som følge af påvirkninger af tyngdekraften fra alt stof i galaksen. Det går under betegnelsen galaksedynamik.

Chandrasekhar har modtaget Nobelprisen i 1983 for sit teoretiske arbejde om stjerners opbygning og udvikling.

Meghnad Saha var en fattig landsbydreng, der opnåede at blive en af Indiens største videnskabsmænd.

Hans største bidrag til astronomien var den berømte ’Sahas ligning’, der beskriver, hvordan forskellige grundstoffer ioniseres gradvis i takt med, at temperaturen stiger.

At et neutralt atom ioniseres betyder, at det afgiver en eller flere elektroner og derfor efterlades med en positiv ladning - en såkaldt ion.

Teorien bag ’Sahas ligning’ blev et gennembrud i forståelsen af stjernernes spektre, der er de fingeraftryk, stjernerne efterlader igennem lysbølger, vi modtager her på Jorden.

Det kom til at danne grundlaget for sorteringen af stjernespektrene - den såkaldte spektralklassifikation af stjernerne.

Det er endda sagt, at Sahas ioniseringsteori er blandt de 10 mest betydelige bidrag til astronomi og astrofysik, siden Galilei indførte teleskopet i astronomien.

Chandrasekhar får Nobelprisen

Det er i denne periode Chandrasekhar sætter sine spor, der fører til, at han i 1983 tildeles Nobelprisen for sit teoretiske arbejde om stjernernes opbygning og udvikling.

Pudsigt nok var Chandrasekhar en smule skuffet over, at han fik Nobelprisen for netop dette arbejde, som han selv så som et ungdomsværk.

Han havde nemlig gennem hele sit liv forsket og publiceret bidrag indenfor mange områder af fysik og astronomi.

Det gjaldt både stjernedynamik om stjerners bevægelse i galakserne, hydrodynamik, om væskers bevægelse, men også hvordan Einsteins Relativitetsteori kunne anvendes i astrofysikken.

Men det var nu korrekt set af nobelpriskomiteen, for det er netop dette teoretiske arbejde om stjernerne, vi i dag bedst husker Chandrasekhar for.

Og det gør bestemt ikke arbejdet ringere, at det var påbegyndt af en ung forsker på bare 19 år og afsluttet, før han fyldte 30 år.

Stjernernes livshistorie

Det er her, grundlaget lægges til den viden, vi i dag har om, hvordan stjerner opstår, udvikler sig og slutter deres liv. Og i denne sammenhæng kommer så den berømte ’Chandrasekhars Grænse’ ind i astronomien.

Den handler om, hvordan stjerner afslutter deres liv.

Stjerner findes i mange størrelser - lige fra de små røde dværgstjerner over stjerner som Solen og op til de meget store og mere sjældne kæmpestjerner.

Og slutningen af en stjernes liv afhænger af, hvor stor den er. De største stjerner slutter deres liv i en supernovaeksplosion, hvor stjernen ender enten som en neutronstjerne eller et sort hul.

\ Læs mere

Når stjerner dør, bliver alt andet født

De hvide dværge

Stjerner på størrelse med Solen ender som hvide dværge.

Det sker ved et kollaps af de indre dele af stjernen, hvor stoffet presses så tæt sammen, at en teskefuld vil veje omtrent det samme som en elefant.

Ved kollapset slynges de ydre dele af stjernen ud i rummet og danner kortvarigt en såkaldt planetarisk tåge. Tilbage bliver så en lille stjerne på størrelse med Jorden, en såkaldt hvid dværg.

De nyeste teorier for stjerners udvikling siger, at kun stjerner med en masse på under otte solmasser vil ende deres dage som hvide dværge.

Det gælder dermed for de fleste af stjernerne i Mælkevejen. Kun få stjerner har en større masse.

1,44 bliver et magisk tal

Chandrasekhar havde nu regnet på stjerner med forskellige masser for at undersøge, hvordan fysikkens love bestemte den sidste fase, hvor stjerneresten kollapsede.

Resultatet var, at der er en øvre grænse for, hvor stor en masse en kollapsar kan have for at ende som en hvid dværg.

Denne masse er på godt 1,44 gange Solens masse.

Bliver denne grænse overskredet, vil resultatet blive en neutronstjerne eller et sort hul.

De 1,44 solmasser, som er den øvre grænse for massen af en hvid dværg, går i dag under navnet ’Chandrasekhars grænse’

Barneår og studier

Chandrasekhar - ofte forkortet til Chandra - er født i 1910 i Lahore i British India, i dag Pakistan. Han var nummer 3 i en børneflok på 10 i en veluddannet familie.

Faderen var en overordnet embedsmand i den indiske administration og var ved drengens fødsel udstationeret til Lahore for at holde opsyn med jernbanerne i det nordvestlige Indien.

Moderen var sprogkyndig og havde blandt andet oversat Henrik Ibsens ’Et Dukkehjem’ til tamilsk.

Endelig var der i familien endnu en nobelpristager, nemlig Chandras farbror fysikeren C.V. Raman (1888 – 1970), der forskede i optik og akustik.

Han modtag i 1930 Nobelprisen i fysik for sin opdagelse af et fænomen i optikken, der nu bærer hans navn.

Raman-spredningen beskriver, hvad der sker med lys, når det passerer gennem stoffer i forskellige tilstandsformer.

Turen går til Cambridge

Så det var ikke svært for den godt begavede dreng Chandra at få en god uddannelse.

Allerede da han var bare 14 år, begyndte han at studere fysik ved Presidency College i Madras (nu Chennai) og afsluttede med en udmærkelse fire år senere.

Det fine resultat udløste et stipendium, der førte Chandra til Cambridge Universitetet i England for videre studier mod ph.d.-graden.

Hans vejleder var den engelske astrofysiker Ralph Fowler. Hos ham gik Chandra for alvor i gang med at studere stjernerne, især de hvide dværge.

Tanker på en fisketur

På en sejlads fra Indien til England i 1930 fordyber Chandra sig nu i den beskrivelse af de hvide dværge, som han finder i artikler af Fowler og andre fysikere.

Men det viser sig hurtigt, at Chandra ser med nye øjne på vejlederens fortolkning og i stedet kommer til at udfordre den klassiske fysik.

Han inddrager nemlig Einsteins relativitetsteori og elektronernes adfærd i en ny beskrivelse af tilstanden i de kompakte hvide dværge, hvor elektronerne er pakket meget tæt i en form for stof, der kaldes degenereret.

Det var dette grundige teoretiske arbejde, Chandra påbegyndte på sejlturen i en alder af kun 19 år, der skulle blive begyndelsen på den afhandling, der meget senere ledte til Nobelprisen.

Der forlyder ikke noget om, hvordan vejlederen Fowler reagerede på at blive korrigeret af sin elev.

Til gengæld var den store og meget anerkendte engelske fysiker og astronom Sir Arthur Eddington bestemt ikke tilfreds med Chandrasekhars resultater.

\ Læs mere

Store opdagelser: Einsteins relativitetsteori

Den store fysiker kan ikke følge med

Eddington kunne slet ikke forestille sig, at stoffet kunne være så tæt pakket i en stjerne, når den kollapser fra en klode på størrelse med Solen til en størrelse som Jordkloden.

Sådanne tætheder kunne umuligt forekomme, mente Eddington.

For det ville jo svare til, at hele vores måne kunne presses sammen, så den ikke fyldte mere end en stor bygning her på Jorden.

Det blev dog Chandrasekhar, der fik ret. Teorien for stjernerne kom til at optage ham det næste årti.

Der blev dog også tid til at besøge de store fysikere i Europa på den tid.

Således besøgte Chandra Niels Bohr i København og arbejdede et års tid på Niels Bohr Institutet, inden han i 1933 vendte tilbage til Cambridge, hvor han fuldførte sin ph.d. i en alder af 22 år.

Chandra drager til USA

Chandra blev fire år mere i Cambridge, men i 1937 besluttede han sig for at drage til USA.

Medvirkende til beslutningen var nok, at Eddington og flere af de klassiske fysikere i Europa ikke kunne forlige sig med den unge Chandras utraditionelle teorier om de kompakte stjerner.

Valget faldt på Chicago, hvor Chandra hurtigt fik ansættelse ved universitetet.

Han virkede her resten af sit liv, som en meget agtet og afholdt professor.

Han trak sig tilbage fra sit professorat i 1980, men fortsatte sit videnskabelige arbejde, samtidig med at han skrev bøger om videnskab.

Hans sidste bog med titlen ’Newtons Principia fortalt for den almene læser’, udkom i hans sidste leveår.

Udover Nobelprisen modtog Chandra mange priser og medaljer gennem årene, deriblandt Guldmedaljen fra Royal Astronomical Society i 1953.

Chandra døde af et hjerteanfald i 1995, 84 år gammel. Han blev overlevet af sin hustru Lalitha, der først døde i 2013 i en alder af 102 år.

I 1999 opsendte NASA røntgen-satellitten Chandra X-ray Observatory, som stadig er aktiv og navngivet til ære for Chandrasekhar.

\ Læs mere

Smukke billeder: Rumteleskopet Chandra fylder 15 år

Megnad Saha sorterer stjernerne

Meghnad Saha (1893-1956) er den anden store, indiske astrofysiker, der er værd at fremhæve for sit teoretiske arbejde med spektre, der ledte til en dybere forståelse af, hvad stjernespektrene fortalte os.

Allerede i løbet af 1800 og frem var der optaget spektre for en masse stjerner, og resultaterne var samlet i det såkaldte Henry Draper-katalog.

Lederen af dette arbejde var astronomen Pickering, der brugte ekstremt kompetente kvinder til at udmåle og sortere de mange spektre, uden at give dem anerkendelse for arbejdet.

Vi har allerede mødt dem i artiklen om ’Pickerings Harem’.

En fremtrædende af disse dygtige kvinder var Annie Cannon, der bragte orden i klassifikationen af stjernerne og sorterede dem i de såkaldte spektralklasser O B A F G K M.

Den blev udødeliggjort i sætningen ’Oh Be A Fine Girl, Kiss Me’ til hjælp for hukommelsen.

De forskellige spektralklasser beskrev både temperaturen og de karakteristiske spektrallinjer for hver klasse.

Således havde de meget varme O og B stjerner stærke linjer af brint og helium, mens de køligere stjerner som G, K havde mange såkaldte metallinjer af blandt andet jern og calcium.

Saha forstår spektrene

Men på den tid omkring 1915 var der kun tale om sortering.

Man var ikke klar over, hvordan spektrene skulle fortolkes. Nogle forestillede sig, at forskellene i spektrene måske afspejlede en forskel i stjernernes kemiske sammensætning.

Dette spørgsmål blev afklaret i fysikkens gyldne årti mellem 1920 og 1930, da kvantemekanikken og atomfysikken blev udviklet, og mange ting faldt på plads.

Og det er netop her, at Meghnad Saha kommer på banen med sine beregninger i den berømte ’Sahas Ligning’, der blev helt grundlæggende for at forstå, hvad stjernespektrene fortalte os.

Sahas ligning

Det blev nu klart, at stjernernes kemiske sammensætning ikke umiddelbart kan aflæses i deres spektre. Solen har således ret kraftige spektrallinjer af calcium, men det betyder ikke, at Solen indeholder en masse calcium.

Sammenligner vi således spektrene for den knap 6.000 grader varme Sol med spektret for den 10.000 grader varme stjerne Sirius, så vil deres spektre se forskellige ud, selv om de har omtrent samme kemiske sammensætning.

Sahas ligning fortæller os, at det alene er temperaturen, der afgør, hvor stærke de forskellige spektrallinjer bliver.

Årsagen er, at grundstofferne ioniseres i forskellig grad i takt med, at temperaturen vokser, og dette forhold har stor indflydelse på spektrallinjernes styrke.

Sahas ligning bygger på en dyb indsigt i den teoretiske fysik, og den er ikke let at forstå. Meget lettere er det at se på de grafer over spektrallinjer, der kommer ud af teorien.

Her kan man let se, hvordan de forskellige spektrallinjer af brint, helium og forskellige metallinjer ændres i styrke ved forskellige temperaturer.

Fra fattig landsbydreng til berømt teoretisk astrofysiker

Meghnad Saha blev født i 1893 i en lille landsby i Dhaka Distriktet, der i dag ligger i Bangladesh.

Han var femte barn i en børneflok på otte i en fattig familie, der kæmpede hårdt for at få enderne til at mødes.

Faderen havde en lille butik, hvor børneflokken hjalp til samtidig med, at de måtte ud på fabriksarbejde for at bidrage til hjemmets opretholdelse.

Meghnad lignede ikke sine søskende. Allerede som ganske lille kunne han ikke holde sig fra at læse bøger, og han var meget glad for at få lov til at gå i skole.

Efter grundskolen overvejede han, hvordan han skulle komme videre. Forældrene havde selvsagt ikke mulighed for at hjælpe.

Vogtede køer og tog på universitetet

Men nu trådte den ældre bror Jainath til. Han må have haft en del til overs for den velbegavede lillebror. Og det viste sig, at Jainath kendte en doktor ved navn Ananta Kumar, som godt ville tage Meghnad på kost og logi mod, at han hjalp til i huset.

Og det var den unge Saha mere end villig til. Han vogtede køer, rendte ærinder og hjalp med i husholdningen, hvor der nu var brug for det.

På denne måde lykkedes det for Saha at gennemføre en højere skoleuddannelse.

Næste skridt var universitetet, hvor Saha omsider kommer i gang med de naturvidenskabelige studier, som afsluttes med en kandidatgrad fra Calcuttas Universitet.

Den omsorgsfulde Jainath var igen i baggrunden og sørgede for et lille beløb til broderen hver måned af sin egen beskedne indkomst, så Saha ikke kom til at sulte under studierne.

Økonomiske problemer

Men nu var den fattige dreng selvhjulpen. Allerede året efter i 1916 begyndte han selv at undervise i matematik og fysik ved universitetet.

Og samtidig gik han i fuld gang med sin egen forskning især inden for spektroskopi og termodynamik, der siden førte frem til en forståelse af stjernespektrene.

Saha skrev sine teorier, men på grund af ringe økonomiske forhold kunne han ikke få udgivet sine artikler. Desuden led universitetet af mangel på laboratorier, så Saha havde heller ikke mange muligheder for at følge sine ideer op med praktiske forsøg.

Det lykkedes ham dog i 1919 at få udgivet en afhandling med titlen ’Harvard Classification of Stellar Spectra’, hvor han havde sat sig grundigt ind i den amerikanske viden om stjernespektre.

Og nu var heldet med ham. Afhandlingen blev bemærket på Universitetet i Calcutta. Saha fik tildelt ét af de få legater, der var til rådighed, og som gjorde det muligt for ham at rejse til Europa.

Skabte et enormt gennembrud

Her kom han til at møde tidens store fysikere og astronomer, og ikke mindst kunne han udføre de laboratorieforsøg, der ikke var adgang til i hans hjemland.

Det bar frugt. Allerede året efter i 1920 kunne Saha udgive sin afhandling ‘Origin of Lines in Stellar Spectra’, hvor han omsatte sine studier af termodynamik til den fortolkning af stjernespektrene, som senere førte til Sahas berømte ligning.

I 1925 blev hans ligning grundlaget for et af de største gennembrud i astronomien i det 20. århundrede, da den engelskfødte astronom Cecilia Payne-Gaposchkin brugte ligningen til at vise, at mere end 99 procent af stoffet i universet er brint og helium.

Den historie vil vi fortælle i en senere artikel i serien ’De skabte astronomien’.

Gjorde stor gavn for sit land

I Indien fulgte man Sahas arbejde. Han blev udnævnt til professor i fysik ved Calcuttas Universitet. Her grundlagde han landets første institut for forskning i kernefysik.

Det lykkedes ham også at bygge Indiens første cyklotron (en form for partikelaccelerator) i kælderen på instituttet - alt imens han gik ind på den politiske scene med det klare formål at støtte en fredelig udnyttelse af atomkraften.

I Sahas sidste år blev han endda valgt ind i parlamentet som politisk uafhængig kandidat. Ved hans indflydelse skiftede Indien deres ældre kalendersystem ud med den nuværende indiske nationalkalender.

Meghnad Saha, der i dag regnes blandt Indiens største videnskabsmænd, døde i 1956 efter et hjerteanfald, 62 år gammel.

Sammenfattende kan man vel sige, at Saha var landsbydrengen, der virkede til gavn for sit land, mens Chandrasekhar var verdensmanden, der satte Indien på videnskabens verdenskort.

\ Læs mere

Store opdagelser: Teorien om ingenting – det absolutte tomrum

\ Læs mere

Solen er en rolig, men drillesyg stjerne

\ Læs mere

Den store illusion: Derfor kan vi ikke se de stjerner, der er tæt på os