В 1925 году Сесилия Пэйн, бывшая студентка Эддингтона, защитила диссертацию и начала работать в американской Гарвардской обсерватории. Применив усовершенствованную теорию Саха и изучив спектр излучения Солнца, она убедительно доказала присутствие в нем огромного количество водорода. Однако Рассел, горячий сторонник Эддингтона, раздраженно написал Пэйн, что это «совершенно невозможно». Опасаясь его гнева, Пэйн была вынуждена отступить и заявила, что такого количества водорода на Солнце «по-видимому, быть не может». А когда в сентябре 1925 года она посетила Кембридж и сообщила Эддингтону о своем результате, тот кратко ответил: «Ну, это на поверхности звезд, но вы не знаете, что у них внутри»[21].
Однако в конце концов Рассел вынужден был согласиться с Пэйн, которая к 1932 году собрала множество доказательств своей теории. 27-летний датский астрофизик Бенгт Стрёмгрен, впоследствии ставший другом и коллегой Чандры, предположил, что по крайней мере треть любой звезды должна состоять из водорода. При этом астрономические и физические значения непрозрачности пришли в соответствие, и Эддингтону пришлось уступить.
В 1915 году Эйнштейн обнародовал общую теорию относительности. Но и Эддингтон одновременно с астрофизическими расчетами сделал несколько пионерских работ по теории относительности. Вскоре он стал профессором астрономии и директором Кембриджской обсерватории. Шла мировая война, и революционным теориям Эйнштейна не сразу удалось пересечь Ла-Манш. Благодаря своим астрономическим исследованиям Эддингтон познакомился с голландским астрономом Виллемом де Ситтером из Лейденского университета в нейтральной Голландии, который изучал астрономические следствия теории Эйнштейна. В 1917 году де Ситтер выслал Эддингтону последние статьи по общей теории относительности Эйнштейна. Эддингтон сразу же понял значение работ Эйнштейна, а в следующем году Физическое общество поручило ему сделать о них доклад. Этот виртуозный «Доклад о теории относительности в приложении к гравитации» привлек внимание большинства британских ученых и утвердил Эддингтона в качестве общепризнанного специалиста по теории относительности.
Между тем обстановка на военных фронтах сильно обострилась. В 1916 году в Великобритании была введена воинская повинность. Квакер Эддингтон мог отказаться от воинской службы по религиозным соображениям, но в то время, когда молодые патриоты всех стран добровольно уходили на войну, такой отказ считался позорным. Кембриджские ученые обратились к правительству с просьбой освободить Эддингтона от воинской повинности, но министерство внутренних дел отклонило прошение. На первом слушании 14 июня 1918 года Эддингтон заявил, что в силу своих религиозных убеждений не может воевать и не видит ничего страшного в том, чтобы присоединиться к своим братьям квакерам в мобилизационных лагерях Северной Ирландии и чистить картошку для новобранцев. В конце концов вмешался директор Гринвичской обсерватории и предложил, чтобы Эддингтона освободили от воинской повинности для руководства британской научной экспедицией с целью наблюдения полного затмения Солнца 29 мая 1919 года. Научной задачей экспедиции была проверка общей теории относительности Эйнштейна. Так Эддингтон получил год отсрочки.
Вскоре было подписано перемирие, а Эддингтон продолжал готовиться к поездке. Было необходимо подтвердить или опровергнуть вывод общей теории относительности об отклонении светового луча от дальних звезд вблизи Солнца. Звезды на сравнительно небольшом расстоянии от Солнца тогда умели наблюдать только в период полного солнечного затмения.
Это было поистине замечательное приключение. В начале марта 1919 года из Англии отплыли две экспедиции. Одна направилась в город Собрал в Бразилии, а другая, во главе с Эддингтоном, — на крошечный португальский остров Принсипе около западного побережья Африки. К середине мая Эддингтон с коллегами полностью подготовились к эксперименту и сделали пробные снимки, но в день затмения возникло серьезное препятствие. Затмение ожидалось в два часа дня, но с утра пошел проливной дождь, угрожавший отменить всю программу наблюдений.
«Около полудня дождь прекратился, — писал Эддингтон, — и приблизительно в 13.30 мы начали фотографировать Солнце. Нам нужны были достоверные фотографии. Мне не удалось непосредственно наблюдать затмение, так как я был занят съемкой. Только два раза я взглянул на него, сначала — чтобы убедиться, что затмение началось, а потом — чтобы выяснить, было ли оно полным».
Эддингтон с коллегами сфотографировали звезды, которые визуально оказались вблизи края затененного Солнца. Затем они тщательно измерили положения этих звезд и сравнили их с данными на то время, когда Солнце находилось в другой части небосвода. Эддингтон лично проделал тщательные измерения микрометром на лучших из полученных фотографий. К всеобщему восторгу смещения звезд оказались близки к предсказываемым общей теорией относительности. Эддингтон потом часто рассказывал, как на первой же фотопластинке получил величины, «предсказанные Эйнштейном». Он называл это величайшим моментом в своей жизни. «New York Times» озаглавила статью об экспедиции в шутливой манере: «Звезды находятся не там, где нам кажется, и не там, где показывают расчеты, но не надо волноваться, — Эйнштейн знает точно, где они». Общественность особенно оценила иронию происшедшего — британский ученый проверил «немецкую теорию» после окончания Первой мировой войны.
Чтобы отметить драматические события на острове Принсипе, Эддингтон сочинил небольшую пародию на популярные рубаи Омара Хайяма в переводе Эдварда Фицджеральда. Вот одна из строф:
Теперь я знаю, прав ли Эйнштейн,
Или же его теории рассыпались в прах.
Всего один луч света звезды в темноте дал ответ
Намного лучше, чем часы тяжелого труда при свечах.
Благодаря успеху экспедиции Эддингтон прославился во всем мире как лучший эксперт по теории относительности. Однажды за обедом ученый развлекал присутствующих рассказом, как однажды он беседовал с известным физиком (чье имя предпочел не называть) в Королевском обществе. «Профессор Эддингтон, — воскликнул тот физик шутливым тоном. — Вы, должно быть, один из трех в мире, кто понимает, что это такое — относительность!» Тут возникло замешательство, и физик сказал: «Не скромничайте, Эддингтон». На что я возразил: «О, я нисколько не скромничаю! Меня просто интересует, кто же этот третий!»
Для разрешения загадки белых карликов Эддингтон объединил выводы из всех своих теорий. Астрофизики предполагали, что звезды образуются следующим образом: далеко от нас в межзвездном пространстве, где находятся огромные скопления газа, его частицы начинают сливаться под действием гравитационного притяжения и их диффузная смесь становится более компактной, с четкими границами. Частицы постоянно сталкиваются, и по закону идеального газа появляется давление, по направлению противоположное силе тяжести. Но огромная сила гравитации продолжает прижимать частицы газа друг к другу, повышая их температуру. В результате они начинают излучать направленный вовне свет, оказывающий определенное давление.
В повседневной жизни этот эффект незначителен — так, к примеру, мы не чувствуем давления света автомобильных фар. Но звезда такая большая и яркая, что потоки излучений вырываются из нее с силой урагана. В результате давление излучения оказывается настолько огромным, что создает стабильные светящиеся массы — звезды. Но какую роль играет световое давление при образовании звезд? В 1917 году Эддингтон предположил, что устойчивое равновесие в звезде возникает, когда гравитационное давление звезды, направленное внутрь, уравновешивается давлением газа и давлением света, испускаемого частицами. Гипотеза Эддингтона стала значительным шагом в понимании природы звезд; она — краеугольный камень современной астрофизики.
А что происходит в конце жизненного цикла звезды? Эддингтон полагал, что состарившиеся звезды становятся белыми карликами. Но тогда каким образом звезды остаются горячими, но столь слабо светящимися? Если удастся это объяснить, то станет ясна и конечная судьба звезд. Эддингтон попробовал составить вероятную цепь событий. При старении звезда излучает все меньше и меньше света, ее радиационное давление уже не уравновешивает силу тяжести, звезда сжимается и превращается в белый карлик. Однако возникает парадокс. Плотность белых карликов огромна, во много раз больше плотности самого плотного вещества на Земле. Для остывания плотность звезды должна уменьшаться до плотности вещества Земли, но оказалось, что звезды продолжают сжиматься и уплотняться. Звезды не остывают, хотя их светимость уменьшается. Может ли так продолжаться до бесконечности? Где же конец? Могут ли они сжаться до бесконечно малого объема? Вот как это представлял себе Эддингтон: «Казалось бы, звезда ставит себя в затруднительное положение. В конце концов запас ее энергии должен истощиться, и она остынет. Но возможно ли это? Звезда обрела огромную плотность благодаря высокой температуре, которая разрушила атомы. При охлаждении она должна увеличиться в объеме примерно в 5000 раз. Но расширение требует энергии — на выполнение работы против силы тяжести, а у звезды энергии больше не осталось. Что же, спрашивается, должно происходить в звезде, если она непрерывно теряет тепловую энергию, но не имеет достаточно энергии для остывания?»
Это было волнующей тайной. В книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон обходил стороной эту проблему, белые карлики оказались неприятным отклонением от теорий, описывающих структуры звезд, в значительной степени разработанных благодаря Эддингтону. Однако загадка белого карлика его не оставляла. В 1914 году он заявил, что невероятно высокая плотность Сириуса В «абсурдна». Но десять лет спустя он сформулировал свое соотношение масса — светимость и обнаружил, что законы идеального газа справедливы даже при высоких плотностях внутри карликовых звезд типа Солнца. Это заставило его предположить, что при значительно более высоких температурах внутри белых карликов все атомы могут быть полностью лишены электронов и в результате упакованы гораздо более плотно[22].
В январе 1924 года Эддингтон написал своему другу, астроному Уолтеру Адамсу, наблюдавшему Сириус В еще в 1914 году, что он «в последнее время развлекается сумасбродной идеей» и что «невероятная» плотность Сириуса В все же возможна. Он предложил проверить с использованием общей теории относительности Эйнштейна, действительно ли плотность белых карликов при их малом радиусе может быть столь высока.
Общая теория относительности предсказывает, что интенсивное гравитационное поле белого карлика влияет на длины волн излучаемого света. Сила тяжести на поверхности Сириуса В в 100 тысяч раз больше, чем на поверхности Земли, и это приводит к увеличению длины волны испускаемого атомами света. Длины волн смещаются в сторону красной части спектра; это явление называется «гравитационным красным смещением».
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.
Милн писал о Фаулере с мягким юмором как «о человеке, с которым вы сохраните дружеские отношения, даже если он продал Вам мотоцикл» — лучше не скажешь! — и добавлял, что он был «королем среди мужчин». После первой встречи с Фаулером в сентябре 1930 года Чандра написал родителям: «Мистер Фаулер — крупный, сильный, жизнерадостный мужчина средних лет. Он очень часто говорит: „Великолепно!“» При первой встрече с ним Чандра так разволновался, что «споткнулся на ступеньках и упал». И до сих пор у него в ушах слова Фаулера: «Спокойно, спокойно!»
После окончания Винчестерской школы в 1908 году Фаулер поступил в кембриджский Тринити-колледж, где изучал математику. Он специализировался на решении уравнений для газовых сред, имеющих важные приложения в астрофизике. В 1914 году он был избран действительным членом Тринити-колледжа. Когда началась Первая мировая война, Фаулера призвали в Королевскую морскую артиллерию. Позже в Кембридже часто замечали, что под плащом он носит военную форму. Фаулер участвовал в кровопролитной битве при Галлиполи, был тяжело ранен в плечо и отправлен в тыл[23].
Во время войны правительство хотело привлечь для исследований в интересах военного ведомства Арчибальда Хилла, признанного высокообразованного лидера с обширными связями в Оксбридже. Ему было предложено сформировать экспериментальную часть ПВО для разработки новых видов вооружений. Основная задача заключалась в повышении эффективности использования зенитных снарядов против немецких «цеппелинов» и мощных двухмоторных бомбардировщиков «Гота». Для повышения точности стрельбы зенитных орудий необходимо было провести специальные исследования — учесть большую высоту, сильный ветер, изменения температуры и давления. Хилл собрал группу математиков и физиков и обратился к Харди, который тогда был членом Тринити-колледжа. Харди ответил, что «хотя он готов подставить свое тело под пули, но его мозг не будет проституировать на армию». Однако никаких возражений по поводу мозга Фаулера у Харди не было, и он посоветовал Хиллу включить Фаулера в группу. Кроме того, он рекомендовал для этой работы и своего ученика Милна, хотя к тому времени тот проучился в Тринити-колледже только два года. Так Фаулер познакомился с Милном. Вскоре они стали не только коллегами, но и друзьями.
Группа Хилла располагалась в военно-морском училище ВМС Великобритании, базирующемся недалеко от Портсмута. Неофициально они называли себя «Разбойники Хилла», имея в виду использование неординарных методов решения научных проблем. Это было бурное время. Фаулер и Милн вылетали с аэродрома Фарнборо на новых мощных бипланах FE 2D с двигателями производства компании «Роллс-Ройс» (250 лошадиных сил!). Друзья убедили пилотов Королевских ВВС подниматься как можно выше, чтобы измерять температуру и давление, а также изучать состояние атмосферы на большой высоте. Они летали в открытой кабине, без парашюта и радиосвязи, и проводили не просто интереснейшие, но и очень опасные исследования. Высокопрофессиональные боевые летчики пытались напугать штатских пассажиров, откалывали грубые шуточки, валяли дурака, выполняя крутые пикирования и повороты по вертикали. Но Фаулер и Милн лишь наслаждались этими приключениями.
Но вернемся к науке: Милн начал с уравнений для низкоуровневой траектории зенитных снарядов и рассчитал траекторию для гораздо большей высоты. Его результаты используются и сейчас. Фаулер провел расчеты аэродинамики полета снарядов, а также составлял отчеты, вел календарь полетов, наладил хорошие отношения с офицерами военно-морского флота, инспектировал береговой комплекс ПВО и часто посещал Францию, помогая французским коллегам, занимавшимся аналогичными расчетами.
Влияние Хилла на этих двух джентльменов было огромным. Милн часто вспоминал лекции Хилла по методикам исследований. Так во время войны Фаулер и Милн перешли от чистой математики к изучению физики верхних слоев атмосферы, а затем и к астрофизике.
Фаулер был не слишком силен в формулировании оригинальных идей и для решения задач чаще использовал уже предложенные гипотезы. У него был очень большой недостаток: часто он слишком быстро прекращал заниматься задачей и не доводил свои рассуждения до конца. Так получилось и с его попыткой применить квантовую статистику к электронному газу для решения парадокса Эддингтона.
К этой проблеме Фаулер приступил в 1926 году, спустя несколько месяцев после опубликования «Внутреннего строения звезд». Он хорошо знал, что электронный газ в звезде вследствие своей чрезвычайно высокой плотности не является идеальным газом. Большинство астрофизиков допускали, что для этих условий законы идеального газа должны быть модифицированы. Фаулер предложил радикальное решение: он заявил, что такой плотный электронный газ нужно описывать методами квантовой механики, которая предсказывает, что электроны при накоплении стремятся максимально удалиться друг от друга.
Необходимость новых законов природы возникла с появлением модели атома Бора. Атом в этой модели уподоблен Солнечной системе, в которой электроны окружают ядро, как планеты — Солнце. При этом принципиально важно, что они могут занимать только определенные орбиты[24]. Самым простым является атом водорода с одним электроном на ближайшей к ядру орбите. У гелия на этой же орбите находятся два электрона, которые полностью заполняют ее и делают гелий инертным, то есть неспособным реагировать с любым другим химическим элементом. Далее следует литий, у которого на следующей орбите появляется третий электрон, и так далее. Модель Бора позволяла удовлетворительно связать химическую активность с числом электронов в атоме и объяснить Периодическую систему элементов Менделеева. По словам Эйнштейна, это явилось «огромным достижением».
Но Бор так и не смог объяснить, почему на определенной орбите должно быть определенное количество электронов. В 1925 году талантливейший 24-летний венский физик Вольфганг Паули, бывший студент Зоммерфельда, нашел ответ: для объяснения требовался еще один таинственный ингредиент квантового мира — спин электрона. Совершенно невозможно наглядно представить себе этот спин, как невозможно и осознать электрон волной и частицей одновременно; спин — это собственный момент вращения, внутреннее неотъемлемое свойство электрона, подобное его заряду и массе. Спин оказался тем недостающим звеном, благодаря которому стал понятен принцип заполнения электронных орбит. Полное объяснение потребовало формулировки нового фундаментального закона: не существует двух электронов в атоме, которые обладают одними и теми же квантовыми свойствами. Это и есть «принцип запрета Паули».
При такой высокой плотности, как в звездах, вступают в силу законы квантовой механики, в том числе принцип Паули. В данном случае он формулируется следующим образом: в определенном пространственном объеме могут одновременно находиться не более двух электронов с противоположными спинами (спин может принимать лишь два значения: +1/2 или -1/2) и определенными скоростями.
Когда в звезде заканчивается топливо, и она перестает излучать свет, направленное наружу давление излучения уменьшается, а направленные внутрь гравитационные силы начинают преобладать, и звезда сжимается. В центре звезды триллионы электронов сближаются все теснее, как люди в толпе. Квантовые состояния заполняются сначала в самом центре, где электроны движутся медленно, а затем на периферии, где они перемещаются быстрее. Остальные электроны пытаются найти удобное расположение, но они не могут находиться слишком близко друг от друга, поскольку не могут занимать «территорию» друг друга согласно принципу Паули. Они сопротивляются дальнейшему сжатию и создают мощное давление. Сила этого давления оказывается гораздо более мощной, чем их взаимное электрическое отталкивание, которое нейтрализуется притяжением положительно заряженных ядер атомов. В конечном счете звезда полностью перестает излучать, и радиационное давление пропадает. Остается только направленное наружу давление электронов, противостоящее огромной силе тяжести. Электронный газ большой плотности оказывается в так называемом «вырожденном» состоянии — сжиматься дальше не может. Направленное наружу давление электронов называется «давлением вырождения». Оно так велико, что не позволяет силе тяжести бесконечно сжимать звезду, которая затвердевает и тихо умирает в виде сгустка холодной материи[25].
Таким образом, применение квантовой механики в астрофизике, как казалось тогда, полностью устранило парадокс Эддингтона. Звезды должны элегантно угасать, сохраняя наше прежнее представление о стационарной Вселенной.
Фаулер продемонстрировал, что теория для микрокосмоса применима и к звездам — объектам макрокосмоса. Его работа была строго математически обоснована. Он предположил, что плотность белого карлика равна 100 тысячам граммов на кубический сантиметр. Но при такой высокой плотности скорость электронов в звезде будет существенно меньше скорости света, поэтому нет необходимости применять теорию относительности. Фаулер знал это и не стал далее развивать свою теорию, ведь его цель состояла лишь в разрешении парадокса Эддингтона, и он полагал, что достиг успеха. В своей обычной решительной и авторитарной манере бывший королевский морской пехотинец заявил, что применение квантовой теории позволяет «убедительно ответить на вопрос Эддингтона, и я рад на этом закончить свои вычисления». Эддингтон также был весьма доволен.
Благодаря совместным военным приключениям и хорошему характеру Фаулера Милн и Фаулер навсегда остались близкими друзьями. А вот отношения Милна с Эддингтоном оказались намного сложнее.
Когда Милн и Фаулер познакомились, Милну исполнилось 20 лет, он был невысоким, худощавым и симпатичным юношей в круглых очках, на семь лет младше Фаулера. Из-за плохого зрения Милна освободили от призыва в армию, и он с радостью принял приглашение войти в группу Хилла. И надо отметить, что Милн происходил из намного менее обеспеченной семьи, чем Фаулер.
У Милна складывались хорошие отношения с коллегами. Он был чрезвычайно обаятелен и популярен, что не мешало ему оставаться самым настоящим трудоголиком. Друг Чандры профессор Уильям Мак-Кри написал, что Милн «излучал положительную энергию. Его особенностью было умение концентрироваться на решении проблемы, но в разговорах с друзьями и коллегами он оживлялся. От него исходила волна любви и доброжелательности, которая привлекала к нему других людей. …Милн был глубоко религиозным человеком; вера и храбрость помогали ему одерживать победы».
В конце войны Милну исполнилось 22 года. С большой неохотой он возвратился в Кембридж для завершения своих еще студенческих исследований. Но Фаулер и Хилл предоставили ему возможность провести оригинальное исследование, которое позволило бы Милну стать членом Тринити-колледжа. Удивительно, что всего за год Милн закончил фактически три дипломные работы: одну по математике, вторую по распространению звуковых волн в атмосфере и третью — о свойствах атмосферы Земли на больших высотах. Фаулер считал две последние работы Милна, основанные на его военных исследованиях, просто выдающимися. И вскоре Милн был избран членом Тринити-колледжа.
Но Милну этого было мало. Чандра вспоминал, что у того присутствовал явный комплекс неполноценности — Милну казалось, что ему не хватает фундаментальных научных знаний. Это было чрезвычайно странно, так как щепетильность Милна при использовании математических понятий была даже чрезмерной. Милн постоянно стремился демонстрировать свои математические способности, однако всегда сохранял следы студенческого пиетета по отношению к маститым ученым.
Однажды ночью во время беседы в Тринити-колледже глава лаборатории физики Солнца Хью Франк Ньюолл сообщил, что ищет помощника, и тут же сообразил — да ведь сидящий рядом Милн во время войны изучал процессы в земной атмосфере! Ньюолл тут же предложил Милну заняться атмосферой Солнца. Работа над исследованием внешних слоев Солнца с 1919 по 1929 год была самым успешным периодом в карьере Милна. В 1935 году его наградили золотой медалью Королевского астрономического общества за научные достижения последних десяти лет.
Однако жизнь молодого ученого была далеко не безоблачной. В 1921 году умер его отец, и Милн всерьез собирался оставить учебу — для поддержки семьи. В апреле 1924 года во время эпидемии Милн заболел энцефалитом, и кембриджские друзья трогательно о нем заботились. В июле он выздоровел, но позже часто испытывал последствия заболевания. Вскоре Милн покинул Кембридж и стал профессором прикладной математики в Манчестерском университете, где его академическая карьера успешно и плодотворно продвигалась вперед. И тогда же он встретил Маргарет Скотт, приемную дочь преподавателя истории. Она стала его женой. Все шло прекрасно, и в 1928 году ему предложили должность ведущего профессора математики и члена колледжа Вэдхэм в Оксфордском университете. В то время математика в Оксфорде, в отличие от Кембриджа, была в запустении. Милн принял предложение, хотя несколько ученых уже отказались от этой должности. Развитие системы преподавания математики заняло у Милна слишком много времени, и он постепенно терял контакт с коллегами и друзьями в Кембридже.
В Оксфорде личная жизнь Милна не задалась. Маргарет была счастлива в Манчестере, принимая участие в академических исследованиях, но в Оксфорде ситуация была совсем иной — женщинам даже не разрешалось обедать в колледже. Кроме того, Милн почувствовал себя в изоляции: он отдалялся от атомной физики и квантовой механики, которые становились важнейшими методами исследования атмосферы звезд. Поэтому он решил работать над созданием моделей вещества в центре звезд без применения новейших теорий.