苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar)极具影响力，他逝世后，美国宇航局(NASA)以他之名命名了一个轨道天文台，以此纪念他。
图解：1983年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡在获得诺贝尔奖不久后与媒体见面。
在美国宇航局网页上，“致天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡，他‘被世人称为钱德拉’，该词在梵语中意为‘月亮’或‘发光的’”。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡于1910年10月19日出生于巴基斯坦拉合尔，当时属于英属印度。美国宇航局称他是“20世纪杰出的天体物理学家之一，同时也是最早将理学研究与天文学研究结合起来的科学家之一。”大英百科全书补充道，他与威廉·A·福勒同获1983年的诺贝尔物理学奖，“因这个重大发现而诞生了当前公认的大质量恒星后期演化阶段理论”。
据哈佛-史密森尼天体物理中心网站上的文章介绍，在他的职业生涯早期， 1931年至1935年间，他证明了一个上限——现在称为钱德拉塞卡极限——指成为白矮星的最高质量。文中解释道“这一发现是现代天体物理学的基础，因为它证明了比太阳更大的恒星必须爆炸或形成黑洞”。然而，当他首次提出该理论时，遭到了包括阿尔伯特爱因斯坦(Albert Einstein)在内的众人反对，“他们不相信钱德拉塞卡的研究结果，即恒星不可能坍缩成一个点”。
钱德拉在为诺贝尔奖委员会撰稿时描述了他是如何接触研究项目的，他写道：“我的科学工作遵循固定的模式，有研究目的，主要是通过观察后的得出观点。在实践中，这个任务包括我选择的（经过一些考验和磨难）某个环境，这里适合历练，并且与我的爱好、能力和气质相容。经过几年的学习，我觉得已经积累了足够的知识，并且证实了自己的观点，我有一种将这些观点从各个层次梳理并公之于众的冲动。
我的一生可分为七个时期：恒星结构，包括白矮星理论（1929-1939）;恒星动力学，包括布朗运动理论（1938-1943）;辐射传递理论，包括恒星大气理论和氢负离子的量子理论以及行星大气理论，包括照明理论和阳光照射天空的极化（1943-1950）;流体动力学和水磁稳定性，包括瑞利-贝纳德对流对流理论（1952-1961）;椭圆形平衡数的平衡和稳定性，部分与Norman R. Lebovitz（1961-1968）合作;广义相对论和相对论天体物理学（1962-1971）;和黑洞的数学理论（1974-183）。”
1999年，也就是钱德拉塞卡于1995年8月21日去世的四年后，美国宇航局为纪念他而发射了一个名为钱德拉的X射线天文台，用于研究宇宙天体的X射线辐射。
相关天文知识
钱德拉塞卡极限(The Chandrasekhar limit)指稳定的白矮星的最高质量，目前公认的钱德拉塞卡极限约为1.4 M (2.765×10^30 kg)。
图解：白矮星模型的半径相对于质量图。
白矮星主要通过电子简并压力来抵抗引力坍缩（相较于通过热压抵抗坍塌的主序星）。钱德拉塞卡极限是指恒星核心中的电子简并压力不足以平衡自引力的最高质量。因此，质量大于极限的白矮星会受到进一步的重力坍缩，演变成不同类型的恒星残骸，如中子星或黑洞，质量低于极限的则成为稳定的白矮星。[4]
