sábado, 12 de septiembre de 2026

EPÓNIMOS

 Un epónimo es el nombre de una persona (real o ficticia) que designa a un pueblo, lugar, concepto u objeto de cualquier clase.

[


Ubicación de Ceredigion en Gales.

Ceredig ap Cunedda (muerto en 453) fue rey de Ceredigion, en Gales. Podría haber nacido c. 420 en el reino britano de Gododdin, ubicado en Escocia junto al Fiordo de Forth, en la región conocida como Yr Hen Ogledd.[1] Se conoce poco sobre él. Fue hijo de Cunedda ap Edern quien, según la tradición, llegó a Gales con su familia desde Gododdin para cooperar en la defensa contra los invasores irlandeses.[2] Como recompensa por su valor, su padre le cedió la parte más meridional de los territorios del noroeste de Gales reconquistados a los irlandeses. La tradición establece que el reino de Ceredigion toma su nombre de él, del mismo modo que Meirionnydd lo recibiría de su sobrino Meirion.

Debe tenerse en cuenta, no obstante, que la fiabilidad de las antiguas genealogías galesas ha sido puesta en duda, y muchas de las afirmaciones relativas al número e identidad de los descendientes de Cunedda no aparecen hasta el siglo X, en lo que podría ser un intento de reafirmar a posteriori la legitimidad de la dinastía reinante en Gwynedd.[3]

Se dice que Ceredig tuvo una hija llamada Ina que podría ser la Santa Ina a la que está dedicada la iglesia de Santa Ina en Llanina cerca de New Quay.

EPÓNIMOS hermano de Cunedda — pueblo galés de Cardigan y luego Cardiganshire.

Cardigan (en galés: Aberteifi [abɛrˈtəivɪ]) es un pueblo galés en el suroeste del condado de Ceredigion. Fundado en 1100 por el normando Gilbert de Clare.[3]

Toponimia

Aberteifi está situado al lado del estuario (en galés: Aber) del río Teifi.[4] Cardigan es un anglicismo del galés Ceredigion, la tierra de Ceredig, un nombre del siglo V.


Cardiganshire (en galés: Sir Aberteifi) fue uno de los trece condados históricos de Gales, en el Reino Unido. Creado en 1282. Tiene más o menos la misma extensión que la actual autoridad unitaria de Ceredigion, vuelto a crear en 1996.

Sus principales localidades son Aberaeron, Aberystwyth, Lampeter, New Quay, Newcastle Emlyn (parcialmente en Carmarthenshire) y Tregaron.







Subrahmanyan Chandrasekhar
Información personal
Nombre en tamilசுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர் Ver y modificar los datos en Wikidata
Nacimiento19 de octubre de 1910
Lahore, India británica
Fallecimiento21 de agosto de 1995 (84 años) 
ciudad de Chicago,
estado de Illinois,
Estados Unidos Bandera de Estados Unidos
Causa de muerteParo cardiorrespiratorio Ver y modificar los datos en Wikidata
NacionalidadEstadounidense (desde 1953) e india (hasta 1953)
ReligiónAteísmo[1]
Lengua maternaTamil Ver y modificar los datos en Wikidata
Familia
PadreCS Ayyar Ver y modificar los datos en Wikidata
CónyugeLalitha Doraiswamy Ver y modificar los datos en Wikidata
Educación
EducaciónDoctor en Filosofía Ver y modificar los datos en Wikidata
Educado en
Tesis doctoralPolytropic distributions (1933)
Supervisor doctoralR. H. Fowler
Alumno deArthur Stanley Eddington Ver y modificar los datos en Wikidata
Información profesional
ÁreaAstrofísica
Conocido porLímite de Chandrasekhar
Empleador
Estudiantes doctoralesGuido Münch, Anne Barbara Underhill, Merle Gold y Esther Conwell Ver y modificar los datos en Wikidata
Obras notables
Miembro de
DistincionesPremio Nobel de Física (1983).
Firma
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Subrahmanyan Chandrasekhar (Lahore, India británica [ahora Pakistán], 19 de octubre de 1910 - Chicago, Estados Unidos, 21 de agosto de 1995) fue un astrofísico,[2] físico teórico y matemático aplicado estadounidense de origen indio.[3]

Chandrasekhar trabajó en una gran variedad de problemas de física durante su vida, contribuyendo a la comprensión contemporánea de la estructura estelar, las enanas blancas, la dinámica estelar, los procesos estocásticos, la transferencia radiativa, la teoría cuántica del anión hidrógeno, la estabilidad hidrodinámica e hidromagnética, el equilibrio y la estabilidad de figuras elipsoidales de equilibrio, la relatividad general, la teoría matemática de los agujeros negros y la teoría de las ondas gravitacionales en colisión.[4] En la Universidad de Cambridge, desarrolló un modelo teórico que explicaba la estructura de las estrellas enanas blancas y que tenía en cuenta la variación relativista de la masa con las velocidades de los electrones que componen su materia degenerada. Demostró que la masa de una enana blanca no podía ser superior a 1,44 veces la del Sol: el límite de Chandrasekhar. Chandrasekhar revisó los modelos de dinámica estelar esbozados inicialmente por Jan Oort y otros, considerando los efectos de los campos gravitatorios fluctuantes dentro de la Vía Láctea sobre las estrellas que giran alrededor del centro galáctico. Su solución a este complejo problema dinámico implicaba un conjunto de veinte ecuaciones diferenciales parciales, que describían una nueva cantidad que denominó "fricción dinámica", que tiene el doble efecto de desacelerar la estrella y ayudar a estabilizar los cúmulos de estrellas. Chandrasekhar extendió este análisis al medio interestelar, demostrando que las nubes de gas y polvo galáctico están distribuidas de forma muy desigual.

Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 compartido con William Fowler por sus estudios sobre los procesos importantes en la estructura y evolución estelares.[5] Estudió en el Presidency College de la Universidad de Madrás[3] y se graduó allí con un bachiller universitario en ciencias en Física[6] en 1930.[7] Se doctoró en la Universidad de Cambridge[8] en 1933,[9] aunque trabajó en la Universidad de Chicago desde 1937 hasta su muerte en 1995.[3]

Además del Premio Nobel, le fueron concedidas entre otras la Henry Norris Russell Lectureship de la American Astronomical Society (1949),[8] la Medalla Bruce de la Sociedad Astronómica del Pacífico[3] (1952), la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (1953), la Medalla Henry Draper de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos (1971) y la Medalla Copley de la Royal Society (1984).[8]

En 1999, la NASA llamó en su honor al tercero de sus cuatro Grandes Observatorios, el Observatorio de rayos X Chandra. Incluso un asteroide, el 1958 Chandra, le debe su nombre.

Etimología de su nombre

Su nombre y apellido ―que se pronuncia [subrajmánian chándra shékjar]―[10] son dos nombres del dios Shiva.

En idioma sánscrito, Subrahmanyan (सुब्रह्मण्य)[11] significa ‘el que es favorable a los sacerdotes’, siendo su: ‘muy’; y brahmanya: ‘amistoso con los brahmanes’.[12]

Chandrasekhar (चन्द्रशेखर)[13] significa ‘el que tiene a la Luna como la joya cimera de la cabeza’; siendo Chandra: la Luna (o el dios de la Luna);[14] y shékhar: la coronilla de la cabeza, una corona, una diadema, una corona de flores, la cima de una montaña, la parte más elevada, lo más hermoso de algo, el verso introductorio de una canción (recurrente como estribillo).[15] Es un nombre del dios Shiva, cuyo iconografía le muestra con una media luna sobre la cabeza.

Primeros años y educación

Chandrasekhar nació en Lahore el 19 de octubre de 1910 del Raj británico (actual Pakistán)[6] en el seno de una familia brahmán de habla tamil.[7] Su madre fue Sitalakshmi Aiyar,[3] de soltera Balakrishnan, y su padre, Chandrasekhara Subrahmanya Ayyar,[16] un alto funcionario del servicio público indo[7] que estaba destinado en Lahore como Auditor General Adjunto de los Ferrocarriles del Noroeste cuando nació Chandrasekhar. Tenía dos hermanas mayores, Rajalakshmi y Balaparvathi, tres hermanos menores, Vishwanathan, Balakrishnan y Ramanathan, y cuatro hermanas menores, Sarada, Vidya, Savitri y Sundari.

Su tío paterno fue Chandrasekhara Venkata Raman,[17] un físico indio que recibió el Premio Nobel de Física de 1930.[18] Su madre era una gran intelectual, había traducido obras de Henrik Ibsen y León Tolstói a la lengua tamil, aunque solamente recibió unos pocos años de educación formal,[19] y se le atribuye el mérito de haber despertado la curiosidad intelectual de Chandra a una edad temprana. La familia se trasladó de Lahore a Allahabad en 1916, y finalmente se estableció en Madrás en 1918.

Chandrasekhar recibió clases de sus padres y de profesores particulares en casa hasta los doce años.[16] En la escuela media, su padre le enseñó Matemáticas y Física y su madre le enseñó Tamil.

Más tarde asistió a la Hindu High School, Triplicane, Madras durante los años 1922 a 1925.[16] Posteriormente, estudió en el Presidency College, Madras (afiliado a la Universidad de Madrás)[3] de 1925 a 1930,[16] escribiendo un artículo, "The Compton Scattering and the New Statistics", en 1929 tras inspirarse en un encuentro con Arnold Sommerfeld.[20] Obtuvo su licenciatura, BSc (Hon.), en Física, en junio de 1930.[16] En 1930, Chandrasekhar obtuvo una beca del Gobierno de la India para cursar estudios de postgrado en la Universidad de Cambridge,[7] donde fue admitido en el Trinity College, asegurado por R. H. Fowler, con quien comunicó su primer trabajo. Durante su estancia en Inglaterra, Chandrasekhar dedicó su tiempo a trabajar en la mecánica estadística de la gas de electrones degenerados en estrellas enanas blancas, aportando correcciones relativistas al trabajo previo de Fowler (véase Legado más adelante).

EL EPÓNIMO ES :


Relaciones radio-masa para una enana blanca modelo. La curva verde usa la ley general de la presión para un gas ideal de Fermi, mientras que la curva azul es para un gas de Fermi ideal no relativista. La línea de color negro marca el límite ultrarrelativista.

El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible que puede llegar a alcanzar una estrella de tipo enana blanca, cuyo cálculo se debe a Subrahmanyan Chandrasekhar. Si se supera este límite, la estrella colapsará en una explosión termonuclear, conocida como supernova de tipo Ia, que es un tipo de supernova de tipo I; provocando la dispersión de restos materiales estelares, que pueden contribuir a la formación o evolución de nebulosas a lo largo del tiempo. No obstante, tan solo una estrella de baja masa o de masa media puede tener como destino final convertirse en una enana blanca, y si además la enana blanca tiene una o varias compañeras estelares, entonces podrá acumular material y aumentar su masa, pudiendo llegar a alcanzar el límite de Chandrasekhar. Una enana blanca tras colapsar gravitacionalmente en una supernova, generalmente no podrá convertirse en una estrella de neutrones (a excepción de las enanas blancas más masivas, que son de oxígeno, neón y magnesio, las cuales tras alcanzar el límite de Chandrasekhar sí tienen la posibilidad), pero nunca darán lugar a la formación de un agujero negro, ya que esto solo lo pueden llegar a hacer las estrellas que, durante su fase de secuencia principal, son masivas o supermasivas. Estas estrellas, al final de su vida, colapsan en una supernova de tipo Ib, o en una supernova de tipo Ic o en una supernova de tipo II; dando como resultado posterior el nacimiento de una estrella de neutrones o incluso el de un agujero negro.

Las enanas blancas que surgen como remanentes estelares de estrellas con una masa que ronda entre las 8-10 masas solares, se convierten en enanas blancas de oxígeno, neón y magnesio; las cuales, a diferencia del resto de enanas blancas que suelen ser de helio o de carbono y oxígenos, cuando se aproximan al límite de Chandrasekhar pueden colapsar en una supernova de tipo Ib o de tipo Ic, justo antes de que lleguen a explotar en una explosión termonuclear, es decir, en una supernova de tipo Ia. Como resultado, en este caso, surge una estrella de neutrones.

El valor del límite de Chandrasekhar fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente diecinueve años.

En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso gravitacional en supernova de tipo Ia.

Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si esta superase el límite de Chandrasekhar, se colapsaría gravitacionalmente en una supernova de tipo Ia. Por otro lado, de forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de 2,20 masas solares. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.

Expresión matemática

El cálculo explícito del límite de Chandrasekhar depende de ciertos detalles relacionados con la composición de los núcleos atómicos que forman una estrella Chandrasekhar[1], eq. (36),[2], eq. (58),[3], eq. (43) proporciona la siguiente expresión, basada en la ecuación de estado de un gas ideal de Fermi:

donde:



(Redirigido desde «Observatorio Chandra de Rayos X»)
Observatorio de rayos X Chandra

Observatorio de rayos X Chandra
EstadoActivo
Tipo de misiónObservatorio espacial
OperadorNASA, SAO, CXC
ID COSPAR1999-040B
N.º SATCAT25867
ID NSSDCA1999-040B
Página weby https://cxc.harvard.edu/ enlace
Duración de la misión9913 días y 1 hora
Propiedades de la nave
FabricanteTRW Inc.
Kodak y Ball Aerospace & Technologies
Masa de lanzamiento4790 kg
DimensionesDiámetro 1,2 m
ConfiguraciónCilíndrica
Comienzo de la misión
Lanzamiento23 de julio de 1999
Vehículotransbordador espacial
LugarComplejo de lanzamiento 39B
Parámetros orbitales
Sistema de referenciaElíptica
Semieje mayor80 787,8 kilómetros
Excentricidad0,9026344
Altitud del periastro1487,8 kilómetros
Altitud del apastro147 331,6 kilómetros
Inclinación38,6737 grados sexagesimales
Período64,2 horas
RAAN207,8868 grados sexagesimales
Argumento del periastro226,3911 grados sexagesimales


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El observatorio de rayos X Chandra o CXO por su acrónimo en inglés, es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999. Fue llamado así en honor del físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, uno de los fundadores de la astrofísica, quien determinó la masa límite a la que las enanas blancas se convierten en una estrella de neutrones. Además, Chandra significa "luna" en sánscrito.

Introducción

El Observatorio Chandra es el tercero de los Grandes Observatorios de la NASA. El primero fue el telescopio espacial Hubble, el segundo fue el Observatorio de Rayos Gamma Compton, lanzado en 1991 y ya desintegrado, y el último fue el telescopio espacial Spitzer. Antes del lanzamiento el Observatorio Chandra era conocido como AXAF por las siglas en inglés de Advanced X-ray Astronomical Facility.

Como la atmósfera terrestre absorbe la mayoría de los rayos X, los telescopios convencionales no pueden detectarlos y para su estudio se hace necesario un telescopio espacial.

En 1976 Riccardo Giacconi y Harvey Tananbaum propusieron a la NASA la idea del Observatorio Chandra, empezando los trabajos preliminares en el Marshall Space Flight Center (MSFC) y en el Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), donde el telescopio es operado para la NASA en el Chandra X-Ray Center (CXC).[1][2][3] Mientras tanto, en 1978, la NASA lanzó el primer telescopio espacial de rayos X, el Einstein (HEAO-2).

A pesar de ello el trabajo en el proyecto Chandra continuó adelante durante las décadas de 1980 y 1990, pero en 1992 se rediseñó la nave para reducir costes. Se eliminaron cuatro de los veinte espejos de los que iba a disponer el observatorio, y se le calculó una órbita elíptica con la que alcanzaría la tercera parte de la distancia a la luna. Esto eliminó la posibilidad de ser reparado por el transbordador espacial, pero colocaba al observatorio fuera de la influencia de los cinturones de radiación de la tierra la mayor parte de su órbita.

Fue lanzado por el transbordador Columbia (STS-93) siendo la carga más pesada que había puesto nunca en órbita la lanzadera hasta el momento.

Chandra puede observar el cielo en rayos X con una resolución angular de 0,5 segundos de arco, mil veces más que el primer telescopio orbital de rayos X.

El Observatorio de rayos X Chandra lleva los siguientes instrumentos:

  • Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS)
  • High Resolution Camera (HRC)
  • High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS)
  • Low Energy Transmission Grating Spectrometer (LETGS)

Entre otros objetos ha servido para el estudio de RCW 86, resto de la supernova SN 185.

Ejemplos de descubrimientos

Equipo de STS-93 con un modelo a escala
  • Los datos recopilados por Chandra han avanzado mucho en el campo de la astronomía de rayos X. He aquí algunos ejemplos de descubrimientos apoyados por observaciones de Chandra:
  • La primera imagen de luz, del remanente de supernova Cassiopeia A, dio a los astrónomos su primer vistazo al objeto compacto en el centro del remanente, probablemente una estrella de neutrones o un agujero negro. (Pavlov, et al., 2000)
  • En la nebulosa del Cangrejo, otro remanente de supernova, Chandra mostró un anillo nunca antes visto alrededor del púlsar central y los chorros que sólo habían sido parcialmente vistos por telescopios anteriores. (Weisskopf et al., 2000)
  • La primera emisión de rayos X fue vista desde el agujero negro supermasivo, Sagitario A*, en el centro de la Vía Láctea. (Baganoff et al., 2001)
  • Chandra encontró mucho más gas fresco de lo esperado en espiral en el centro de la galaxia de Andrómeda.
  • Los frentes de presión se observaron en detalle por primera vez en Abell 2142, donde los grupos de galaxias se están fusionando.
  • Las imágenes más tempranas en los rayos X de la onda de choque de una supernova fueron tomadas de SN 1987A.
  • Chandra mostró por primera vez la sombra de una pequeña galaxia mientras está siendo canibalizada por una más grande, en una imagen de Perseo A.
  • Un nuevo tipo de agujero negro fue descubierto en la galaxia M82, objetos de mediana masa supuestamente el eslabón perdido entre los agujeros negros de tamaño estelar y agujeros negros super masivos. (Griffiths et al., 2000)
  • Las líneas de emisión de rayos X se asociaron por primera vez con una ráfaga de rayos gamma, GRB 991216, apodada "Beethoven Burst". (Piro et al., 2000)
  • Los estudiantes de secundaria, utilizando datos de Chandra, descubrieron una estrella de neutrones en el resto de la supernova IC 443.[4]
  • Las observaciones de Chandra y BeppoSAX sugieren que las ráfagas de rayos gamma ocurren en regiones formadoras de estrellas.
  • Los datos de Chandra sugirieron que RX J1856.5-3754 y 3C58, que antes se pensaba que eran púlsares, podrían ser objetos aún más densos: estrellas de cuarks. Estos resultados siguen siendo debatidos.
  • Las ondas sonoras de la actividad violenta alrededor de un agujero negro súper masivo se observaron en el cúmulo de galaxias Perseo (2003).
  • Imagen del CXO de la enana marrón TWA 5B.
  • TWA 5B, una enana marrón, se veía en órbita alrededor de un sistema binario de estrellas parecidas al Sol.
  • Casi todas las estrellas de secuencia principal son emisoras de rayos X. (Schmitt y Liefke, 2004)
  • La sombra de rayos X de Titán fue vista cuando cruzó por delante de la nebulosa del Cangrejo.[5]
  • Emisiones de rayos X de materiales que caen de un disco protoplanetario a una estrella. (Kastner, et al., 2004)
  • La constante de Hubble medida fue de 76,9 km/s/Mpc utilizando el efecto Siunyáiev-Zeldóvich.
  • 2006 Chandra encontró la evidencia fuerte que la materia oscura existe observando la colisión estupenda del racimo
  • 2006 Los anillos y filamentos emisores de rayos X descubiertos alrededor de un agujero negro súper masivo dentro de Messier 87 implican la presencia de ondas de presión, ondas de choque y ondas de sonido. La evolución de Messier 87 puede haber sido dramáticamente afectada.[6]
  • Las observaciones del cúmulo Bala ponen límites a la sección transversal de la auto-interacción de la materia oscura.[7]
  • "La Mano de Dios" fotografía de PSR B1509-58.
  • Las radiografías de Júpiter procedentes de los polos, no el anillo auroral.[8]
  • Un gran halo de gas caliente se encontró alrededor de la Vía Láctea.[9]
  • Se observó una galaxia enana extremadamente densa y luminosa M60-UCD1.[10]
  • El 5 de enero de 2015, la NASA informó que el CXO observó una llamarada de rayos X 400 veces más brillante que de costumbre, un rompe-registros, desde Sagitario A*, un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia de la Vía Láctea. El hecho inusual puede haber sido causado por la ruptura de un asteroide que cae en el agujero negro o por el entrelazamiento de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye hacia el Sagitario A*, según los astrónomos.[11]
  • En septiembre de 2016, se anunció que Chandra había detectado las emisiones de rayos X de Plutón, la primera detección de rayos X de un objeto del cinturón de Kuiper. Chandra había hecho las observaciones en 2014 y 2015, apoyando la nave espacial New Horizons para su encuentro de julio de 2015.[12]

Galería

Diagrama etiquetado del CXO

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