6 июня 1929 года Милн был приглашен Королевским обществом для чтения престижной Бейкеровской лекции. Ему показалось, что это идеальная возможность представить свои новые идеи, которые он сам считал революционными. Все присутствующие ожидали услышать лекцию о его новаторских работах по поводу звездных атмосфер, но он говорил о гораздо более общих проблемах. Блестящая идея Милна заключалась в том, чтобы при изучении атмосферы звезд получать информацию об их глубинном строении, а не наоборот, как было принято в стандартной модели Эддингтона.
Перед лекцией Милн решил зайти к Эддингтону и обсудить результаты этих исследований: он хотел найти подтверждение своих аргументов. Но Эддингтон был убежден, что определить поверхностную температуру звезды можно лишь с помощью исследования ее внутренней структуры.
При встрече в мае того года Эддингтон полностью отверг теории Милна, у которого оставалось только несколько недель, чтобы с невероятными усилиями переделать доклад к 6 июня. В лекции он рассказал не только о собственных исследованиях звездных атмосфер, но и о многом другом. На эту лекцию еще долгие годы потом ссылались ученые, работавшие в области астрофизики. И лишь Милн не был удовлетворен и говорил, что не считает ту свою лекцию достойной внимания.
А несколько месяцев спустя у него состоялась еще одна беседа с Эддингтоном. Милн настаивал, что такой важный результат, как соотношение масса — светимость Эддингтона, нельзя получить только из условия равновесия направленных наружу сил светового давления и давления газа и противоположных им гравитационных сил, направленных внутрь звезды.
«Необходимо тщательно разобраться со структурой звезды, и в особенности с источником ее энергии. Жизнь звезды намного сложнее, чем вы думаете», — взволнованно говорил Милн. Попробуем представить себе в этот момент Эддингтона, казалось бы спокойно попыхивающего трубочкой и жующего яблоки, но в действительности из последних сил сдерживающего свое негодование. Разве соотношение масса — светимость не поразительно? Этот удивительный, прекрасный газовый закон, который заведомо справедлив для звезд-гигантов с малой плотностью, а также для карликов с невероятно большой плотностью. Но Эддингтон не хотел принимать во внимание, что белые карлики не были идеальным газом, как показал Рассел еще три года назад. Как же Милн смел перечить Эддингтону! Конечно, Эддингтон знал, что белый карлик не идеальный газ, но Милн явно не имеет ни малейшего представления о построении моделей! Уже в который раз Эддингтон опирался на свой непререкаемый авторитет.
И все же Милн решил вскоре рассказать о своих идеях на заседании Королевского астрономического общества. Эддингтон с ходу отклонил все соображения Милна. «Это нелегко обсуждать, — написал он надменно, — поскольку профессор Милн не объясняет детально, как он получил свои результаты, столь сильно отличающиеся от моих, а потому остальная часть его работы мне абсолютно неинтересна. Я думаю, абсурдно было бы полагать, что его теория справедлива». Эддингтон продолжал пикироваться с Милном в серии кратких статей, опубликованных в январе следующего года, однако Милн практически не обращал внимания на критические замечания Эддингтона. В письме к брату он пишет: «Эддингтон очень резко отзывается о моей работе — он называет мою теорию софистикой, мистикой, безосновательными предположениями. Он становится догматичным и раздражительным, когда кто-то вдруг касается его старой теории, гнилой до основания. Поразительно, что этот грандиозный обман научной общественности продолжается так долго. Его теоремы о звездах — это главным образом необоснованные догадки».
В письме Милн называл гиганты и карлики «центрально сжатыми звездами» (плотность которых растет по направлению к центру), а белые карлики — «сколлапсировавшими объектами». Основываясь на результатах работ Фаулера и Эдмунда Стонера, он утверждал, что если внешняя часть всех звезд — это идеальный газ, то вблизи центра звезды плотность и давление становятся экстремально большими. В таких условиях законы идеального газа неприменимы, и для определения давления и температуры в этой части звезды нужно принимать во внимание квантовые эффекты, используя фаулеровское уравнение состояния. Вблизи самого центра звезды следует применять уравнение Стонера, которое включает релятивистские эффекты, так как электроны движутся со скоростью, почти равной скорости света. При еще большем приближении к центру для определения экстремально высоких давлений, вероятно, потребуются иные уравнения. Милн утверждал, что все звезды окружены оболочкой идеального газа, внутри которой находится серия очень твердых ядер, предотвращающих сжатие звезды выше некоторого предела. Эти ядра он назвал вырожденными.
Как и Эддингтон, Милн не довел цепь рассуждений до логического конца и не решился утверждать, что белый карлик может уменьшаться, уплотняясь до бесконечности. Тогда было принято считать, что появляющаяся в математическом аппарате физической теории бесконечность является верным признаком ее несостоятельности. Однако ситуация с появлением бесконечности регулярно возникала в квантовой механике, и физики, которые обладали более широким кругозором, чем астрофизики, всегда находили способы учесть бесконечные величины. А Милн и другие астрофизики просто отказывались рассматривать такого рода ситуации, что вызывало у физиков постоянные насмешки над самой этой наукой — астрофизикой. Избегая понятия бесконечности, Милн создал ни на чем не основанную гипотезу о появлении в центре звезды области с чрезвычайно высокой несжимаемостью.
В критическом анализе, опубликованном 29 марта 1930 года в знаменитом журнале «Nature», Эддингтон отметил, что «физически звезда не может „сокращаться бесконечно“, рано или поздно она должна достичь равновесной конфигурации», и издевательски добавил, что утверждение Милна аналогично устойчивому положению Шалтая-Болтая на стене. Эта невозможная устойчивость заключается в том, что даже при сотнях тысячах падений Шалтай-Болтай возвращается на стену. А по Милну получается, что, как бы звезда ни разрушалась, она никогда не разрушится полностью. Внутри звезды всегда имеется некое ядро, внутри ядра другое ядро и так далее, как в бесконечной матрешке.
Милн написал председателю британского Королевского астрономического общества Герберту Динглу о едких комментариях Эддингтона: «Конечно, я не могу сказать, что это вызывает мое душевное смятение. Но на собрании общества я был обвинен в том, что говорил абсолютную ерунду, и только потому, что мы получили отличающиеся результаты». У Эддингтона тоже кончилось терпение. «Я почти в отчаянии от наших дискуссий с профессором Милном, от той неразберихи, в которой я благодаря ему оказался», — признавался он. Спор с Эддингтоном был крайне неприятен Милну, который стал чувствовать себя мучеником от науки и непризнанным гением, вынужденным бороться за истину. Милн начал даже считать, что лишь следующее поколение оценит его принципиальность.
И тогда он решил подробно изложить свои идеи о строении звезд. Эта статья была опубликована в конце ноября 1930 года, в предисловии сказано: «Здесь описаны соображения, которые заставляют решительно пересмотреть наши взгляды на структуру звезд по стандартной модели Эддингтона». Милн настаивал, что каждая звезда должна иметь в центре несжимаемое ядро. Впрочем, с одним из положений теории Милна были согласны все астрофизики. Джинс уже тогда отметил: «Эддингтон, Милн и я, все мы считали, что плотность в центре звезды должна быть конечной».
Для Эддингтона теория звезд была только частью огромного исследования, направленного на создание универсальной физической теории. Это была попытка объединить квантовую теорию со специальной и общей теорией относительности, стремление найти Священный Грааль науки. Поиск такой теории ученые вели с тех пор, как возникла наука, — это ведь и есть «всеобщая теория всего», которую сам Эддингтон называл «фундаментальной теорией». Работа так поглотила его, что в некоторых частных вопросах он начал допускать серьезные ошибки. Не в последнюю очередь это касалось проблемы эволюции белых карликов.
Эддингтон начал свои исследования в 1928 году, вдохновленный теорией электрона Дирака. В своей теории Дирак использовал аппарат квантовой механики, специальную теорию относительности, но не учитывал выводы общей теории относительности. Одним из более чем странных следствий теории Дирака был вывод о существовании электронов с отрицательной энергией. Это казалось невероятным и так же невозможным с физической точки зрения, как и отрицательное время[26]. Гейзенберг жаловался Паули, что эта теория была «самой печальной главой в современной физике».
Эддингтона не очень беспокоили выводы из теории Дирака, но математические рассуждения казались ему несколько странными. Дирак вывел уравнение, основанное на математических величинах, незнакомых большинству физиков. Это были не векторы и не тензоры, а так называемые спиноры. В своей теории Дирак использовал неизвестную ранее физическую величину спин — собственное вращение электрона. Эддингтон обладал весьма глубоким пониманием математических оснований физики и сразу почувствовал, что Дирак нашел нечто намного более серьезное, чем просто использование иного математического аппарата для обоснования понятия спина.
Эддингтон был вообще склонен к мистицизму, возможно благодаря воспитанию в духе квакеров, и считал, что природа выше науки. Хотя мистика предполагает возможность побега из замкнутой логической научной системы, Эддингтон неоднократно утверждал, что физика не должна использоваться для обоснования мистических взглядов. За невозмутимой маской ученого скрывались острые духовные искания и внутренняя борьба по преодолению противоречий между наукой и религией.
Эддингтон был очарован «реальными» и «невидимыми» мирами и связями между ними. Его первая книга по фундаментальной теории «Природа физического мира» начинается с блестящего сравнения этих двух миров. Эддингтон приводит пример двух письменных столов с книгами и различными бумагами. Один стол — обычный, а второго в материальном виде не существует, он — лишь пересечение электрических и магнитных полей, заполненное гудящими электронами. Однако наши книги и бумаги не проваливаются через отсутствующую столешницу и не падают на пол. Хотя оба стола являются вполне реальными, для второго из них понятие «вещества» требует пересмотра. Так как же связаны между собой видимый и невидимый миры?
Эддингтон был убежден, что ответ даст математика, которая станет ключом к замку на двери между этими мирами. Уравнение Дирака включало четыре величины, четыре измерения — три пространственные координаты и время. Эддингтон построил свой оригинальный математический аппарат на основе шестнадцати спиноров, которые назвал «Е-числа»[27]. В итоге должны были получиться уравнения для макроскопического описания Вселенной, включающие результаты не только специальной и общей теории относительности, но и квантовой механики.
Эддингтон выделил семь «основных физических констант», с помощью которых можно описать любое явление во Вселенной, как с помощью всего семи нот можно записать любое музыкальное произведение. Эти физические константы должны были составить фундамент общей теории мироздания.
На первом этапе было необходимо составить некие комбинации этих семи основных математических констант, теоретически определить количество электронов и протонов во Вселенной и сравнить результат с экспериментальными данными. Особо сильное впечатление производила на Эддингтона возможность вычислить так называемую постоянную тонкой структуры.
При изучении спектров излучения было обнаружено, что некоторые линии имеют тонкую структуру, а именно состоят из ряда близко расположенных узких линий. Зоммерфельд блестяще объяснил появление тонкой структуры, введя в боровскую планетарную теорию строения атомов некоторые положения релятивистской теории. Оказалось, что расстояние между узкими компонентами спектральной линии зависит от величины, которая известна как постоянная тонкой структуры. К тому времени уже было получено экспериментальное значение этой величины, равное 1/137.
Числа 1 и 137 — целые. В основе квантовой теории атома также лежат только целые числа, они играли важную роль и в гипотезах древнегреческих ученых. Математик Пифагор и его последователи считали, что с помощью чисел могут настроиться на музыку космоса. Даже Зоммерфельд, вполне приземленный немецкий физик, напыщенно заявлял, что «язык спектров» выразил «истинную музыку сфер на струнах числовых отношений». Интересно, что в Каббале число 137 имеет мистическое значение, с этим числом сопоставляются некоторые высказывания бога Яхве. К сожалению, последующие измерения показали, что постоянная тонкой структуры на самом деле равна не 1/137, а 1/137,036. Но Эддингтона это не остановило, и он продолжал использовать в своих вычислениях число 137.
Одним из основных аргументов Эддингтона была недопустимость рассмотрения элементарных частиц как независимых объектов, он был уверен, что нельзя пренебрегать взаимодействием между частицами. Согласно общей теории относительности, именно гравитация — сила притяжения между частицами — создает структуру пространства и времени. А постоянная тонкой структуры не только показывает величину расщепления спектральных линий, но и определяет силу взаимодействия двух электронов. Для Эддингтона это было еще одним подтверждением отсутствия изолированных частиц в квантовой теории.
Согласно этому положению Эддингтон настаивал, что в любой теории следует учитывать по крайней мере два электрона. Он создал новый математический аппарат, в котором каждому из электронов присваивается одно из шестнадцати Е-чисел. Умножение 16 на 16 дает 256 различных способов объединения электронов, причем из этих 256 способов объединения реально возможными являются только 136, а остальные 120 невозможны. Он записал это в виде 256 = 136 + 120. Таким образом он получил число 136, как фокусник, вынимающий кролика из шляпы.
Разумеется, число 136 не равно 137, хотя и довольно близко! Эддингтон был убежден, что дополнительная единица «появилась не надолго», причем само число 137 стало его навязчивой идеей. Рассел вспоминал встречу с Эддингтоном на конференции в Стокгольме, когда в гардеробе Эддингтон попросил повесить его шляпу «на гвоздь № 137». Дирак однажды отметил: «Он [Эддингтон] первым получил число 136, и, когда в результате эксперимента это число оказалось равным 137, он объяснил и это!» Эддингтон воспринимал свою фундаментальную теорию не просто как набор математических уравнений. Он видел себя в качестве создателя великой философской системы, описывающей не только поведение материальных объектов, но и мышление и более того — саму сущность бытия. Для подтверждения своих интуитивных догадок Эддингтон использовал иногда экспериментальные величины, полученные другими учеными. К таким величинам относилась, например, скорость расширения Вселенной, но в большинстве случаев Эддингтон предпочитал делать выводы и создавать теории на основании собственных представлений. Он считал свою фундаментальную теорию союзом квантовой механики и теории относительности, образованным благодаря математическим построениям с помощью шестнадцати Е-чисел.
И действительно, используя уравнения теории относительности, Эддингтон вывел уравнение для определения общего количества электронов и протонов во Вселенной. Затем он представил Вселенную как гигантский атом, состоящий из электронов и протонов, и с помощью квантовой статистики вывел еще одно уравнение. При сопоставлении этих двух уравнений он вычислил количество электронов и протонов, оказавшееся огромной величиной — 1,5×1079. Подставив эту величину в соответствующее уравнение, он определил скорость разбегания галактик, то есть скорость расширения Вселенной. К полному удовлетворению Эддингтона, его результат оказался очень близок к оценкам астрономов[28]. Кроме того, Эддингтон был полон решимости связать эту величину с константой тонкой структуры, которую он считал равной непременно целому числу.
На этом этапе рассуждений он снова обратился к своим Е-числам и количеству электронов и протонов во Вселенной. Эддингтон сам написал однажды, что произведение 136×2256 приобрело для него поистине мистическое значение, тем более что 2256 почти точно равно 1079, а это последнее число было определено экспериментально. Сей факт мог бы служить доказательством того, что не случайно число электронов и протонов во Вселенной равно 1079. Возникает вопрос, действительно ли Эддингтон нашел ключ к пониманию структуры Вселенной с помощью только лишь математических преобразований? Увы, выведенное Эддингтоном с учетом представления о квантах уравнение оказалось неверным. Чтобы получить желаемый результат, следовало объединить общую теорию относительности и квантовую механику, а Эддингтон пытался это сделать, используя неправильные величины[29]. Коллеги немедленно обнаружили в его книгах и статьях по фундаментальной теории отсутствие краткости и ясности, присущих его ранним работам по астрофизике. Так, один весьма едкий критик писал: «Его [Эддингтона] статьи понятны до определенного момента, затем в некоторый критический момент они становятся совершенно непонятными, но неожиданно все проясняется в конце, в формулировке выводов».
Эддингтон был не одинок в своем стремлении теоретически определить смысл и значение постоянной тонкой структуры. Вот и Паули был захвачен этой идеей и также искал скрытый мистический смысл числа 137. В 1958 году, лечась от рака в цюрихской больнице, он однажды сказал своему бывшему ассистенту Виктору Вайскопфу: «Вики, я уже никогда не выйду из этой комнаты!» «Почему?» — недоуменно спросил Вайскопф. «Посмотри на номер этой палаты», — мрачно ответил Паули. У палаты был номер 137, и Паули действительно в ней умер. Паули внимательно читал работы Эддингтона и отзывался о них крайне отрицательно, например, так: «Я считаю, что работа Эддингтона насчет числа 136 — полный бред, она годится для романтических поэтов, а не для физиков».
Однако, несмотря на все возрастающую критику своей единой теории, Эддинтгон в начале 30-х годов прошлого века имел блестящую репутацию. Предложенная им модель строения звезд занимала центральное место в астрофизике, физиков интриговали его космологические идеи, а книги с его философскими размышлениями о Вселенной стали бестселлерами. С помощью изобретенных им Е-чисел Эддингтону удалось связать число электронов и протонов во Вселенной со скоростью ее расширения. А Фаулер в своей работе о жизненном цикле звезд устранил тревожный парадокс, обнаруженный Эддингтоном. В общем, как говорится, жизнь удалась. Вскоре Эддингтон получил высшую британскую награду и был посвящен в рыцари. И в этот момент в его жизни появился Чандра.
Глава 5
Топка Вселенной
Чандра покидал Индию в прекрасном расположении духа. Когда Бомбей исчез за горизонтом, Чандра попытался оценить достижения своих первых девятнадцати лет жизни. Это был золотой период! Он получил высшее образование и уже опубликовал пять научных работ, а также произвел благоприятное впечатление на двух величайших ученых мира — Гейзенберга и Зоммерфельда. И по возвращении из Англии ему будет гарантирована профессура в Президентском колледже. Весь путь до Англии он думал о теориях Фаулера, о белых карликах и вспоминал, покинутую им прекрасную Лалиту. Чандра нашел свой путь, у его ног был весь мир физики. У него были веские причины полагать, что его работы оценят высоко, ведь и вправду оба ведущих индийских физика, Раман и Саха, возлагали на него большие надежды. Раман провозгласил: «Этот молодой человек определенно демонстрирует все признаки гениальности. Он, несомненно, оставит неизгладимый след в физике».
В течение первых нескольких дней море было довольно бурным, и судно шло очень медленно. Раман дал Чандре прекрасный совет: «Будь весел и, если это возможно, оставайся на палубе. Ты получишь большое удовольствие от путешествия, как только корабль минует Аден». Так и произошло. Интересно, что всю дорогу Чандра держался в стороне от других индийцев, у которых не было столь амбициозных планов, как у него, — ведь они просто собирались в полной мере использовать возможности и блага западного образа жизни. Чандра разместился в шезлонге, а на соседний положил стопку книг и различные бумаги. При себе у него были статья Фаулера 1926 года «Плотная материя», в которой автор описал свой метод решения парадокса Эддингтона, книга американского нобелевского лауреата Артура Холли Комптона о рентгеновских лучах и теории относительности, книги Эддингтона и Зоммерфельда, а также его собственные опубликованные работы. Спокойное море, синее небо, соленый воздух — все это воодушевляло, давало новые силы, и Чандра с удовольствием приходил в себя после суеты последних недель. Он ничего не должен был делать, а только размышлять и вычислять. Чандра точно знал, над чем он будет работать, — решение этих задач пришлось отложить несколько месяцев назад, чтобы «уточнить выводы Фаулера».
Чандра начал сравнивать эти выводы с современными астрономическими методами определения температуры и давления внутри звезды по ее поверхностной температуре, массе и радиусу. Формулы для таких расчетов были представлены в книге Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Но никто, даже Эддингтон, не думал о применении этих методов к теории белых карликов Фаулера. А почему бы и нет? Ведь это так просто. Неужели Эддингтон успокоился, когда узнал, что Фаулер решил его парадокс? Спустя несколько лет Чандра вспоминал, что он тогда сделал: «Все было настолько просто и элементарно, что получилось бы у любого». Он быстро рассчитал плотность в центре звезды по методу Фаулера и обнаружил, что у белого карлика Сириус В плотность равна миллиону граммов на кубический сантиметр — он оказался в миллион раз плотнее воды. «Интересно, — подумал Чандра, — очень интересно».
Тогда же Чандра вспомнил рассказ дяди Рамана о его самом известном открытии. Вдохновение пришло к Раману во время морского путешествия в Европу в 1921 году. Он задумчиво глядел на опалесцирующее и искрящееся Средиземное море, и тут вдруг ему пришло в голову, что эта опалесценция должна быть вызвана воздействием солнечного света на молекулы воды. Позже он открыл комбинационное рассеяние, известное также как эффект Рамана, с помощью которого определяют структуры молекул по изменению частоты падающего света[30].
Глядя на лазурное море, Чандра перевел взгляд на лежащую на шезлонге книгу «Рентгеновские лучи и теория относительности» Комптона. Из этой книги он узнал о специальной теории относительности Эйнштейна, о том, что происходит с объектами, движущимися необычайно быстро, со скоростью, близкой к скорости света. При таких скоростях классическая ньютоновская физика неприменима. Скорость света играет центральную роль в теории Эйнштейна: она всегда составляет 300000 километров в секунду, причем независимо от движения наблюдателя относительно источника света. Это абсолютный предел скорости, и никакой материальный объект не может двигаться быстрее. Из теории относительности также следует, что масса любых частиц зависит от их скорости. «Могут появиться сюрпризы», — задумался Чандра, сидя в своем шезлонге. И тут его осенило: «Я спросил себя, а какие могут быть скорости у электронов в центре белых карликов? Это интересно, подумал я, а если еще учесть рассчитанную мною их высокую плотность…» Эта скорость оказалась огромной, больше половины скорости света.
Чандра был буквально ошеломлен, хотя хорошо понимал возможность неожиданных последствий учета релятивистских эффектов в теориях строения звезд. Удивительно, что эти эффекты не учел Фаулер, который лишь допускал — как выяснилось, ошибочно, — что плотность внутри белого карлика не больше ста тысяч граммов на квадратный сантиметр. Поэтому-то и предполагалось, что электроны в белом карлике движутся достаточно медленно, а потому их движение описывалось уравнениями ньютоновской физики. Становилось совершенно ясно: расчеты Фаулера справедливы лишь для малых скоростей электронов. Озарение Чандры оказалось не просто счастливой случайностью. Уравнения заговорили с ним, и он уже не мог остановиться, не доведя каждую деталь до совершенства. Чандра сумел понять огромную важность своих результатов и всю картину в целом. В этом-то и заключалась его гениальность.
Прежде чем проводить дальнейшие расчеты и убедиться в правоте своих вычислений, молодому ученому предстояло объяснить столь высокие скорости частиц. Ключ к разгадке заключался в поразительном следствии из уравнений квантовой механики, которое Гейзенберг открыл три года назад. Для Чандры Гейзенберг был гораздо больше, чем автор научной статьи: он помнил лицо, рукопожатие, чувствовал поддержку Гейзенберга.
Принцип неопределенности Гейзенберга состоит в том, что существует обратная связь между координатами частицы в пространстве и ее скоростью: мы можем очень точно определить местоположение частицы, но не можем одновременно измерить с той же точностью ее скорость. И наоборот. Любая попытка точно определить положение электрона приводит к внешнему воздействию на него и соответствующему изменению скорости. Фаулер должен был с самого начала воспользоваться выводами специальной теории относительности, но он рассматривал случай нерелятивистского вырождения и не принял во внимание релятивистские эффекты. А Чандра учел выводы специальной теории относительности и намеревался изучить то, что он назвал релятивистским вырожденным электронным газом.
Чандра понимал, что расчеты с использованием всего аппарата специальной теории относительности чрезвычайно сложны, а потому использовал приближение, согласно которому скорость электронов внутри белого карлика очень близка к скорости света. Чандра рассчитал связь между давлением и плотностью релятивистского вырожденного электронного газа, считая его идеальным квантовым газом и игнорируя электромагнитное взаимодействие частиц. Как и Фаулер, Чандра сосредоточился на изучении полностью остывших белых карликов. И применение теории относительности привело к поразительному результату: существовал верхний предел массы белого карлика. По расчетам Чандры, этот верхний предел массы лишь немного больше, чем масса Солнца[31]. Но что произойдет с белым карликом, когда он выжжет все свое топливо, если его масса превышает предел Чандры? Поскольку ничто не мешает сжатию звезды, может ли она сжиматься бесконечно? Чандре показалось, что он опроверг теорию Фаулера и нашел новое решение проблемы Эддингтона — то самое, которое Эддингтон назвал абсурдным.
И вот наконец корабль достиг порта Генуи и направился к Ла-Маншу. Чандра прибыл в Лондон 19 августа. Вскоре он уже был в Кембридже — в приподнятом настроении и с большими надеждами. В Индии все считали его гением, но здесь была абсолютно иная ситуация: в Кембридже его окружали самые блестящие физики мира — «Не только Эддингтон и Харди, но также множество людей, чьи имена я не упоминал. Я получил сильнейший опыт отрезвления», — позже вспоминал он.
Уверенность в себе постепенно испарялась. Он даже начал думать, что единственной причиной приглашения в Кембридж была его давняя переписка с Фаулером.
2 октября Чандра принес две новые работы Фаулеру, который стал его руководителем. Первая была посвящена вычислению плотности белых карликов и представляла собой применение уравнений Фаулера к задаче Эддингтона. Другая была более оригинальной и касалась предела массы белых карликов, который Чандра вычислил. Фаулер прочитал обе статьи, сделал некоторые замечания ко второй и предложил обе послать Милну для дальнейшей публикации.
Фаулер не проявил особого восторга по поводу содержания второй статьи и очень разочаровал этим Чандру, который был убежден, что она гораздо важнее первой. Фаулер предложил, чтобы эту статью прочел его коллега и бывший студент, блестящий и эксцентричный 28-летний Поль Дирак. А еще Фаулер напомнил Чандре, что в 1930 году Эдмунд Стонер также получил ограничения для массы белых карликов с учетом релятивистских эффектов. Чандра послушно процитировал работу Стонера, но указал, что его собственные результаты основаны на более реалистичной модели строения звезд и имеют более широкое применение[32].
Результаты Стонера применяются только к звездам с постоянной плотностью, тогда как Чандра считал, что плотность звезды возрастает при приближении к ее центру. Кроме того, Стонер был обеспокоен только одним вопросом: станут ли температура и давление в белом карлике невероятно высокими, когда масса звезды достигнет определенного критического значения? А Чандра был готов пойти намного дальше; он считал, что белый карлик с массой больше некоего предела может сжиматься до бесконечности. Впоследствии Чандра вспоминал: «Фаулер и его коллеги не хотели обращать внимания на мою сентябрьскую статью». Ему надоело слушать, что его статья всего лишь «очень интересна». Впрочем, сэр Джеймс Джинс оценил эту работу, и Чандра написал отцу: «Я доказал, что максимальная масса звезд-карликов примерно такая же, как у нашего Солнца, и сообщил об этом Джинсу. Он вежливо ответил мне, что этот результат „очень важен“». Ободренный этой оценкой, в середине ноября Чандра послал свою статью о максимальной массе в «American Astrophysical Journal». Сначала ее не приняли, но в марте 1931 года все-таки опубликовали.
Несмотря на ошеломляющие последствия его открытия, у Чандры было отчетливое ощущение, что ни Фаулер, ни Милн не считают его результаты важными. Молодого человека начала покидать уверенность. «Я почувствовал себя не на своем месте. Мне показалось, что вокруг меня очень много больших людей, которые занимаются важными вещами, в сравнении с которыми моя работа незначительна. Наверное, я испугался».
Как и все индийские студенты, оказавшиеся в Англии, Чандра попал в непростую ситуацию. Он чувствовал себя одиноким, тосковал по дому, ему не нравилась примитивная английская еда, возникли проблемы с вегетарианской диетой. Особенно неприятны были расовые предрассудки, царившие в Кембридже, как и во всей Англии. Гордясь своим происхождением, Чандра был решительно против дискриминации, но отцу написал: «Я чувствую себя здесь очень одиноко». По сравнению с непосредственностью, теплотой и открытостью в общении, типичных для Южной Индии, чопорность большинства англичан, с которыми столкнулся Чандра, явилась для него культурным шоком — настолько сильным, что он замкнулся и ушел в себя. Было мучительно трудно привыкать к одинокой жизни в этой унылой, серой стране, без привычного комфорта и поддержки семьи. Но ничего не поделаешь, зато здесь можно было по-настоящему заниматься наукой. Несколько легче стало с началом семестра, когда он целиком погрузился в учебу.