Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - [25]

Разница в длинах волн света, испускаемых атомом вещества Сириуса В и тем же самым атомом на Земле, определяется дробью: масса Сириуса В, деленная на его радиус. Масса Сириуса В и его радиус к тому времени уже были рассчитаны. (Предполагая, что масса Сириуса В составляет 0,85 массы Солнца, астрофизики рассчитали его радиус по данным о его светимости и температуре.) Используя эти данные, Эддингтон получил величину красного смещения.

Затем он предложил Адамсу измерить красное смещение Сириуса В и сравнить полученные результаты с его расчетами. Измерения были исключительно сложными. Сириус А — чрезвычайно яркая звезда, спектр ее излучения накладывается на спектр Сириуса В, и разобраться, какие спектральные линии принадлежат Сириусу А, а какие Сириусу В, невероятно трудно. Однако Адамс решил эту задачу и получил результаты, очень близкие к полученным Эддингтоном. Подтвердилась и величина гравитационного красного смещения, и малый радиус при абсурдно большой плотности Сириуса В. Эддингтон теперь имел неопровержимые доказательства, что Сириус В действительно обладает огромной, почти невероятной плотностью; его расчеты были верны. Эксперимент представил также дополнительные доказательства справедливости общей теории относительности, согласно которой гравитационное поле Сириуса В действительно изменяет излучаемый звездой свет. Эддингтон был полностью удовлетворен. Он показал, что общая теория относительности предсказывает совершенно необычные свойства пространства вблизи сверхплотных объектов типа белых карликов. Например, радиус звезды супергиганта Бетельгейзе примерно 160 миллионов километров, то есть больше радиуса орбиты Земли вокруг Солнца. Но плотность ее в миллион раз меньше, чем у Солнца. А что произойдет, если такая громадина будет иметь плотность Солнца или даже белого карлика? Согласно Эддингтону, «силы тяготения будут столь велики, что свет не сможет вырваться из пространства звезды, лучи вернутся к звезде, как камень, падающий на землю… Масса звезды создаст такую кривизну пространства, что оно будет замкнуто вокруг этой звезды».

Идею о возможности существования «темных звезд» впервые высказал английский естествоиспытатель Джон Митчелл еще в 1784 году, спустя почти сто лет после открытия Ньютоном теории тяготения. Гравитационное притяжение этих звезд так велико, что свет не может из них вырваться. В 1796 году французский математик и ученый Пьер Симон Лаплас развил эту идею, хотя и не упомянул Митчелла. Эддингтон ничего об этом не знал, что было неудивительно — он всегда с презрением относился к истории научного познания, которую считал совершенно бесполезной. По законам идеального газа энергия белых карликов слишком мала, чтобы они увеличивались в объеме. Поэтому эти звезды не могут закончить свое существование, превратившись в сгусток холодной материи. Белые карлики должны превратиться в точку бесконечной плотности и исчезнуть в недрах Вселенной. Но вместо того, чтобы развивать свой удивительный прогноз, Эддингтон решил обойти эту «любопытную проблему» стороной, назвав ее «не фатальной». И наверняка кто-нибудь когда-нибудь обязательно ею займется, ведь «белых карликов очень много».

В 1926 году, когда Эддингтон написал эти слова, достоверно были известны только четыре карлика, а к 1938 году были обнаружены уже восемнадцать! В наши дни сотни белых карликов зарегистрированы лишь в небольшой области не слишком далеко от Солнца. Они настолько слабо светятся, что их можно увидеть только здесь, где они составляют около 9 процентов звезд, наблюдаемых нашими телескопами. Астрономы подозревают, что они являются наиболее распространенным видом звезд, и дружно поддерживают теорию, что, умирая, звезды становятся белыми карликами.

Эддингтон предвидел это еще в 1926 году. В предисловии к своей книге «Внутреннее строение звезд» он пишет, что в соответствии с законом идеального газа белые карлики должны коллапсировать, но этот вывод для него неприемлем. Возникло препятствие, сдерживающее научный прогресс. Но в том же году коллега Эддингтона Ральф Фаулер предложил применить для расчетов этих процессов квантовую механику, в которой он хорошо разбирался. Он хотел решить трудную задачу, которая не поддалась Эддингтону, — доказать, что звезды не исчезают, но угасают мирно, как горные породы, и таким образом восстановить гармонию и красоту Вселенной.

Глава 4 Звездная буффонада

Артур Милн писал, что Ральф Фаулер был «крупной фигурой во всех отношениях — и как человек, и как ученый; он был явным лидером, чрезвычайно привлекательным человеком, который располагал к себе всех». Фаулер родился в 1889 году; он происходил из привилегированной среды, и его ожидала прекрасная и успешная карьера. Учась в Винчестерской школе, он обрел славу как выдающийся спортсмен; всю жизнь он увлекался гольфом, крикетом и регби, был отчаянным скалолазом и игроком в бридж. Все очень любили Фаулера как приветливого, добродушного и веселого человека с обаятельной улыбкой.

Его достижения в физике и астрофизике были поистине блестящи, а авторитет в среде самых влиятельных ученых невероятно высок. Именно он ввел студента Поля Дирака в мир квантовой механики, а позднее познакомил его с Бором и Гейзенбергом. В 1921 году он женился на Эйлин, единственной дочери своего близкого друга и коллеги, легендарного и великого Эрнеста Резерфорда, который к тому времени уже стал лауреатом Нобелевской премии за открытие атомного ядра и получил титул лорда. В семье Фаулер было четверо детей.