Предложенная Фаулером модель стала фундаментом для понимания физической природы белых карликов. Ее основное положение отмечено в классификации их спектров: названия всех классов начинаются с буквы D — это указание на то, что электронный газ белого карлика находится в вырожденном состоянии. Модель Фаулера приводит к весьма нетривиальному выводу. Из нее следует, что масса белого карлика, которая почти целиком обеспечивается ионной компонентой, может быть сколь угодно большой. Причина в том, что давление вырожденного электронного газа возрастает с ростом полной плотности вещества белого карлика столь быстро, что способно постоянно противостоять гравитационному сжатию звезды, в основном обусловленному взаимным притяжением ионов. Иначе говоря, сколь ни была бы велика масса звезды, состоящей из атомных ядер и вырожденного электронного газа, ее радиус всегда окажется больше нуля.
11. Вмешательство теории относительности
Очень скоро теория Фаулера подверглась серьезной коррекции. В 1929 г. астрофизик из Тартусского университета Вильгельм Андерсон показал, что фаулеровская политропа имеет ограниченную применимость. Если масса карлика приблизительно соответствует массе Солнца, то электроны у верхней границы энергий приобретают субсветовые скорости, и для вычисления уравнения состояния необходимо использовать механику специальной теории относительности. Это относится только к электронам, поскольку ионная компонента газа остается по-прежнему нерелятивистской. В предельном случае ультрарелятивистских электронов, чьи скорости мало отличаются от скорости света, давление пропорционально плотности в степени 4/3 (формально — как у Эддингтона, но физика тут совершенно другая). Одновременно с Андерсоном аналогичное уравнение состояния (но с другим численным коэффициентом) вывел лектор Лидского университета Эдмунд Клифтон Стоунер. В результате они пришли к заключению о невозможности стабильного существования звездных ядер, заполненных вырожденным (но теперь уже релятивистским!) электронным газом, если порядок величины их масс близок к массе Солнца>18. В позднейших публикациях они привели приближенные оценки предельной массы белого карлика (0,69 солнечных масс у Андерсона и 1,12 — у Стоунера).
В своих выкладках Андерсон и Стоунер опирались на ряд упрощающих допущений — так, оба они предполагали, что плотность вещества белого карлика одинакова по всему его объему. Этот дефект вскоре исправил совсем молодой индийский физик, будущий нобелевский лауреат Субраманьян Чандрасекар. Отказавшись от гипотезы о постоянстве плотности, он произвел более адекватный анализ величины верхней границы массы белого карлика. Его путь к открытию был, мягко говоря, нестандартным. Семнадцатилетним студентом Президентского колледжа Мадрасского университета он узнал о статистике Ферми — Дирака из лекций известного немецкого физика Арнольда Зоммерфельда, который в 1928 г. посетил Индию. Вскоре Чандрасекар нашел в университетской библиотеке статью Фаулера и настолько ею заинтересовался, что вступил в переписку с автором. Именно Фаулер и помог Чандрасекару получить место в Кембридже, когда тому по окончании колледжа была выделена аспирантская стипендия от английской администрации Индии. 31 июля 1930 г. Чандрасекар взошел на борт плывущего в Венецию корабля, где и выполнил свою замечательную работу. По прибытии в Кембриджский Тринити-колледж он показал ее Фаулеру. Тот, судя по всему, не смог ее понять и отправил на суд оксфордского астрофизика Артура Милна — с аналогичным результатом. В конце концов Чандрасекар послал свою статью в США, где она и была опубликована
