Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Окончив колледж, Эддингтон некоторое время работал в Кавендишской лаборатории, занимался экспериментальной физикой, но вскоре это ему надоело. Его интересовала теоретическая физика, а не возня с лабораторными установками, которые никак не хотели работать. Поэтому в 1906 году он с радостью согласился занять освободившуюся в Гринвичской обсерватории вакансию.

Несмотря на неспособность к экспериментальной работе, Эддингтон стал превосходным наблюдателем и скоро занялся серьёзными астрономическими исследованиями. Незадолго до этого нидерландский астроном Якоб Каптейн организовал всемирные исследования нашей Галактики. Некоторые из первых результатов указывали на то, что поблизости от Солнца имеются два звёздных рукава. Эддингтон помог показать, что это связано с вращением нашей Галактики. В то время астрономы не только не знали детально структуру нашей Галактики, но и не были уверены в том, что во Вселенной есть другие галактики. В телескоп можно было увидеть много «размытых» объектов, некоторые из них эллиптической формы, другие – неправильной, но что они собой представляют – «островные вселенные», состоящие из звёзд, как наша Галактика, или просто сгустки газа, было неясно. Эддингтон считал, что это другие вселенные, и впоследствии оказалось, что в большинстве случаев так оно и есть.

В 1912 году после кончины Дж. X. Дарвина, сына Чарлза Дарвина, освободилась кафедра Плумиана в Кембриджском университете. Все были уверены, что кафедру займёт Джеймс Джинс, один из учеников Дарвина, но университетский комитет выбрал Эддингтона. Это было тем более неожиданно, что тридцатилетний Эддингтон был на пять лет моложе Джинса. Джинса такой поворот дела расстроил, и долгое время он считал Эддингтона серьёзным соперником во всём. Впоследствии между ними не раз происходили бурные публичные дискуссии.

В том же году, когда Эддингтон стал профессором в Кембридже, была опубликована важная диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, названная по именам её авторов. На этой диаграмме отложена истинная, или абсолютная звёздная величина в зависимости от температуры поверхности звезды. Большинство звёзд на этой диаграмме располагается по диагонали, указывая примерное соотношение между двумя переменными. Эддингтон пришёл к выводу, что эта диаграмма даёт ключ к открытию тайн строения звёзд. И действительно, она оказалась сродни Розеттскому камню.

Крайний справа – Эддингтон. Третий справа – Г. Н. Ресселл (один из авторов диаграммы Герцшпрунга-Ресселла)

В то время, однако, о внутреннем строении звезды практически ничего не было известно. Эмден предположил, что звёзды целиком состоят из газа, но многие астрономы считали, что они состоят из несжимаемой жидкости, чего-то вроде горячего клея. Тем не менее никто не представлял, насколько высока температура внутри звезды. Более того, такой вопрос даже не приходил в голову большинству астрономов, да и Эддингтон вначале не очень интересовался внутренним строением звёзд, к этой проблеме он пришёл окольным путём. Эддингтон решил попытаться объяснить странные пульсации цефеид, звёзд переменной светимости, и вскоре обнаружил, что об их внутреннем строении, как, впрочем, и о строении звёзд других типов, практически ничего не известно. Для начала ему пришлось заняться этой проблемой.

Предположив, что звезда целиком состоит из газа, Эддингтон решил посмотреть, какими должны быть условия её устойчивого равновесия. Ясно, что тяготение вызывает сильнейшее сжатие звезды, и, значит, должна существовать какая-то противодействующая ему сила. Сразу же возникает мысль, что сжатию препятствует давление газа. Гениальность подхода Эддингтона состоит в том, что кроме обычного давления газа он принял во внимание и радиационное давление. Было хорошо известно, что обычный свет оказывает давление, а уж внутри звезды, где излучение особенно интенсивно, его давление становится весьма существенным. Эддингтон установил, что в первую очередь сжатию звезды препятствует не давление газа, а радиационное давление. Исходя из этого предположения, он определил некоторые характеристики звёзд, хорошо согласовавшиеся с наблюдениями.

Одним из наиболее крупных достижений его теории явилось определение температуры в центре звезды. Эддингтона поразило, насколько высока она оказалась – 15 миллионов градусов. При такой температуре атомы должны находиться в ионизованном состоянии (они лишены электронов). Затем Эддингтон совершил невероятное – он создал полную математическую модель внутреннего строения звезды. Наверное, при этом он усмехнулся про себя, вспомнив собственные слова, сказанные за несколько лет до этого: «Мы никогда не узнаем, что происходит внутри звезды. Это выше нашего понимания». В 1926 году Эддингтон опубликовал свои результаты в ставшей классической книге «Внутреннее строение звёзд».