Meghnad Saha FRS [1] (6 de octubre de 1893 - 16 de febrero de 1956) fue un astrofísico indio que desarrolló la ecuación de ionización de Saha , utilizada para describir las condiciones químicas y físicas de las estrellas. [2] [3] Su trabajo permitió a los astrónomos relacionar con precisión las clases espectrales de las estrellas con sus temperaturas reales. [4] Fue elegido para el Parlamento de la India en 1952. [4]
Meghnad Saha nació en 1893 en Shaoratoli, un pueblo cerca de Dhaka , en la antigua presidencia de Bengala de la India británica (en la actual Bangladesh). Hijo de Jagannath Saha (un tendero) y Smt. Bhubneshwari Devi, Meghnad luchó por ascender en la vida. Durante sus primeros años de escolarización, se vio obligado a abandonar la Dhaka Collegiate School porque participó en el movimiento Swadeshi . [5] Obtuvo su certificado de escuela india de Dhaka College . [5] También fue estudiante en Presidency College, Kolkata y Rajabazar Science College CU; un profesor enUniversidad de Allahabad de 1923 a 1938 y, posteriormente, profesor y decano de la Facultad de Ciencias de la Universidad de Calcuta hasta su muerte en 1956. Se convirtió en miembro de la Royal Society en 1927. Fue presidente de la 21ª sesión de la Indian Science Congreso en 1934. [6]
Entre los compañeros de clase de Saha estaban Satyendra Nath Bose , Jnan Ghosh y Jnanendra Nath Mukherjee . En su vida posterior estuvo cerca de Amiya Charan Banerjee . [7] [8] Saha era ateo . [9] [10]
Saha murió el 16 de febrero de 1956 de un paro cardíaco en Nueva Delhi. Se dirigía a la oficina de la Comisión de Planificación en Rashtrapati Bhavan , cuando se desplomó a unos metros de allí. Murió camino al hospital, a las 10:15 am ( IST ). Se informó que había estado sufriendo de hipertensión durante diez meses antes de su muerte. [11] Sus restos fueron incinerados en el crematorio de Keoratola en Calcuta al día siguiente. [12]
El estudio de Saha sobre la ionización térmica de los elementos lo llevó a formular lo que se conoce como la ecuación de Saha . Esta ecuación es una de las herramientas básicas para la interpretación de los espectros de estrellas en astrofísica. Al estudiar los espectros de varias estrellas, uno puede encontrar su temperatura y, a partir de eso, usando la ecuación de Saha, determinar el estado de ionización de los diversos elementos que componen la estrella. Este trabajo pronto fue ampliado por Ralph H. Fowler y Edward Arthur Milne . Saha había llegado previamente a la siguiente conclusión sobre el tema. [13]
Se admitirá por lo que se ha dicho antes que la temperatura juega el papel principal en la determinación de la naturaleza del espectro estelar. No se debe dar demasiada importancia a las cifras dadas, ya que la teoría es solo un primer intento de estimar cuantitativamente los procesos físicos que tienen lugar a alta temperatura. Prácticamente no tenemos datos de laboratorio para guiarnos, pero se puede considerar que los espectros estelares se despliegan ante nosotros, en una secuencia ininterrumpida, los procesos físicos se suceden unos a otros a medida que la temperatura varía continuamente de 3000 K a 40 000 K.