El premio Nobel de Física 1983 se lo dieron al gran Subramanyan Chandrasekhar (India,1910 – EEUU, 1995) el mismo día de su septuagésimo tercer cumpleaños. Sus trabajos premiados los realizó cuando tenía veinte años y viajaba en un barco desde India a Gran Bretaña ¡Solo cincuenta y tres años antes! Su tío era Sir Chandrashekhara Raman, premio Nobel de Física en 1930 por su descubrimiento de la dispersión de la luz monocromática a su paso a través de una sustancia, dispersión debida al intercambio de energía entre los fotones de la luz y los estados de vibración y rotación de las moléculas de la sustancia. Este es el denominado ‘efecto Raman’ por el que se obtienen los espectros de rotación en gases y de vibración en líquidos y sólidos moleculares. Gracias al enchufe de su influyente tío, Chandra consiguió entrar en el Trinity College de la Universidad de Cambridge.

En aquellos tiempos de 1930 se aceptaba que las estrellas, después de convertir todo su hidrógeno en helio, pierden energía y se contraen debido a su propia gravedad, llegando al estado de enanas blancas con un tamaño aproximado al de la Tierra, por lo que electrones y núcleos deben estar comprimidos hasta una gran densidad. Chandra determinó el llamado ‘límite de Chandra’: una estrella con 1,44 veces el tamaño del Sol no forma una enana blanca, sino que continúa colapsando y estalla en una explosión de supernova, transformándose en una estrella de neutrones. El propio Chandra cree que su posterior ‘Teoría matemática de los agujeros negros’ es más importante que el ‘límite’. Las determinaciones directas de las enanas blancas indican que tienen masas menores que las del ‘límite’. Así, una estrella que acaba su vida con una masa mayor que el ‘límite’, puede transformarse en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

La enorme personalidad de Chandra no debería disminuir la importancia del físico estadounidense William Fowler (1911-1995), con quien compartió el premio Nobel, el cual expuso una teoría completa sobre la generación de los elementos químicos en las estrellas, producidos de menor a mayor peso atómico en las reacciones nucleares. En este tema trabajó en conjunto con Fred Hoyle.