Se andate a dare un’occhiata alla lista dei premi Nobel per la fisica sicuramente non vi sfuggirà una curiosità particolare. Nel 1930 e nel 1983 troverete lo stesso cognome. Già questa è una singolarità davvero pazzesca ma non è la cosa sconvolgente. I due vincitori del premio Nobel per la fisica hanno lo stesso cognome perché sono zio e nipote. In particolare in questo post racconteremo qualcosa riguardo Subrahmanyam Chandrasekhar.

S. Chandraskehar (Fonte: www.britannica.com)

Chandrasekhar è nato a Lahore nell’attuale Pakistan ma nell’allora Impero Britannico il 19 ottobre 1910.
Per raccontare di questo scienziato straordinario potremmo parlare della sua notevole intelligenza matematica o della sua capacità di leggere testi letterali di un certo spessore in poco tempo. Oppure potremmo parlare di quello che ha scoperto (che è molto meglio, dai!).
Innanzitutto bisogna dire che Chandrasekhar si laureò in fisica a soli 20 anni e a quel tempo aveva già pubblicato il suo primo articolo scientifico “The Compton scattering and the new statistics”. Dopo la laurea per Chandrasekhar arrivano anni importanti.
Infatti vince una borsa di studio all’università di Cambridge e intraprende un lungo viaggio in barca per raggiungere il Regno Unito.
Questo viaggio si rivelerà tutt’altro che noioso per il nostro fisico. Infatti è proprio durante questo viaggio che getta le basi per il suo futuro premio Nobel. Chandrasekhar spende il proprio tempo sulla nave a fare un sacco di conti riguardo la struttura degli interni stellari in particolare lavorando sulla meccanica statistica cercando di comprendere cosa accade nelle nane bianche.
Ora, prima di raccontare altro di Chandrasekhar, dobbiamo fare una breve digressione per parlare di cosa ha scoperto con i suoi calcoli. Perché è certamente bello sapere che Chandrasekhar ha vinto il premio Nobel, ma sarebbe ancora più bello perlomeno cercare di capire a grandi linee perché lo ha vinto.
Dunque iniziamo (prometto che sarò breve).
Le stelle sono enormi sfere di gas, principalmente idrogeno. Nel nucleo delle stelle avviene la fusione nucleare dell’idrogeno che produce elio. Questo vuol dire che ad un certo punto della vita di una stella l’idrogeno comincerà a scarseggiare e ci dovrà essere qualche cambiamento. Il percorso di vita di una stella dipende a questo punto dalla sua massa. Stelle grandi come il Sole o giù di lì dopo aver bruciato l’idrogeno cominciano a bruciare anche l’elio che intanto ha riempito il nucleo (lasciamo perdere tutti i dettagli che sono parecchi), mentre l’idrogeno brucia in un guscio esterno al nucleo. Questo doppio bruciamento porta ad un’espulsione degli strati più esterni e di fatto abbiamo che resta solo una stella, residuo del nucleo che avevamo prima, chiamata nana bianca formata da carbonio e ossigeno (che sono stati prodotti dal bruciamento dell’elio).
Se invece la stella è molto più massiva allora invece che una tranquilla espulsione di strati esterni abbiamo una violento collasso dovuto al fatto che, in stelle così massicce, anche il carbonio e l’ossigeno bruciano per formare nuovi elementi. Ed ecco che abbiamo i famosi buchi neri o le stelle di neutroni passando per un’esplosione chiamata supernova.
Perdonatemi se sono stato evasivo di parecchi dettagli, ma l’ho fatto a fin di bene per non appesantire troppo il post. Quello che dovete tenere a mente è che Chandrasekhar si è occupato delle nane bianche, ovvero di uno dei possibili prodotti finali dell’evoluzione di una stella.
In una nana bianca non ci sono le condizioni perché il gas di elettroni rispetti il principio di esclusione di Pauli e per questo si dice gas degenere. Senza entrare nei dettagli, la situazione è la seguente: fin quando avete una stella, allora la stella non collassa su stessa perché il peso della stella è bilanciato dalla pressione dei fotoni generati dalle reazioni nucleari. Quando però le reazioni nucleari si esauriscono ecco che vi sono le condizioni per il collasso.
Nella nana bianca abbiamo carbonio, ossigeno e elettroni in stato degenere. Non vi sono reazioni nucleari perché non ci sono le temperature necessarie per innescare il bruciamento di carbonio e ossigeno. Perché non collassa la nana bianca? La resistenza al collasso è offerta dalla pressione del gas degenere di elettroni.
Cosa ha scoperto dunque Chandrasekhar? Ha scoperto che questi poveri elettroni non possono resistere al peso di qualsiasi nana bianca. Se la nana bianca ha una massa maggiore di circa una volta e mezzo la massa del Sole allora gli elettroni, anche se degeneri, alzano bandiera bianca e avviene il collasso.
Ma attenzione! Se le nane bianche sono il prodotto di stelle grandi più o meno come il Sole dopo l’espulsione degli strati esterni, allora come fa una nana bianca ad avere una massa maggiore di una volta e mezza quella del Sole? Ottima domanda!
In effetti le nane bianche non collassano in solitudine. C’è bisogno che si trovino in un sistema binario di stelle. In questi casi è possibile che parte della massa della stella compagna si trasferisca sulla nana bianca fino ad arrivare al limite di Chandrasekhar e dunque….ecco il botto! Questo tipo di fenomeno è chiamato Supernova di tipo Ia.
Ecco, abbiamo finito la digressione. Dunque Chandrasekhar ha studiato questo tipo di cose e ha permesso la comprensione di questo tipo di fenomeno. Perciò vinse il Nobel nel 1983.

Supernova di tipo Ia (Fonte: chandra.harvard.edu).

Il lavoro sul limite di massa per una nana bianca è stato realizzato negli anni 30 del ventesimo secolo ma il Nobel arrivò solo circa 40 anni più tardi. La prima volta, come abbiamo già detto, il limite fu calcolato durante il viaggio in nave dall’India verso Cambridge.