తారలలో వర్గ భేదాలు

పందొమ్మిదవ శతాబ్దపు ఆఖరి రోజుల్లో ఈ విశ్వం అంతా రకరకాల కాంతి కిరణములతో నిండి ఉందని అర్థం అయింది. వీటిల్లో కొన్ని మానవుల కంటికి కనబడే (దృశ్య లేదా గోచర) కాంతులు (visible light) అయితే కొన్ని మన కంటికి కనబడని (అదృశ్య లేదా అగోచర) కాంతులు (invisible light). ఈ కాంతులన్నిటిని కలగలిపి “విద్యుదయస్కాంత తరంగాలు” (electromagnetic waves) అని కానీ, విద్యుదయస్కాంత వికీర్ణము (electromagnetic radiation) అని కానీ అంటారు. ఈ తరంగాలలో ఎక్కువ “పొడుగు” ఉన్న వాటిని రేడియో తరంగాలు అంటారు; వీటి శిఖ నుండి శిఖ దూరం, “పొడుగు”, కొద్ది మీటర్లు ఉండొచ్చు. ఈ విద్యుదయస్కాంత తరంగాలులో తక్కువ పొడుగు ఉన్న వాటికి, పొడుగుని బట్టి, కొన్ని పేర్లు: అత్యూద కిరణాలు, ఎక్స్-కిరణాలు, గామా కిరణాలు. (శిఖ నుండి శిఖ దూరం ఎక్కువ ఉంటే తరంగం అనిన్నీ, తక్కువ ఉంటే కిరణం అనిన్నీ అనడం సంప్రదాయం అయిపోయింది.) పరారుణ (infra red) కిరణాలకి, అత్యూద (ultra violet) కిరణాలకి మధ్యన ఉన్న చిన్న మేరలో ఉన్నదానిని దృశ్య కాంతి అంటారు. ఈ దృశ్య కాంతి ఒక్కటే మన కంటికి కనబడుతుంది; మిగిలినది మన కంటికి కనబడదు. ఈ కనబడని ( అదృశ్య) ప్రపంచాన్ని చూడాలంటే ప్రత్యేకమైన దుర్భిణీలు ఉండాలి. వీటితో విశ్వాన్ని చూస్తే అంతా పరమ కల్లోలంగా, కొండకచో భయంకరంగా కనిపిస్తుంది: గామా కిరణాలూ, ఎక్స్-కిరణాలూ తారాజువ్వలలా, దీపావళి రాత్రి బాణాసంచాలా, ఎగురుతూ కనిపిస్తాయని ఊహించుకోవచ్చు.

నక్షత్రంలో ఉన్న ప్రతి ఒక్క అణువు కొద్దిపాటి కాంతిని విరజిమ్ముతుంది. ఆ కాంతి రంగు ఆ అణువు యొక్క శీలాన్ని వ్యక్తం చేస్తుంది. (రంగు అన్నా, ఆ కాంతి తరంగపు తరచుదనం (frequency) అన్నా ఒక్కటే!) కనుక, రంగుని చూసి అణువుని గుర్తు పట్టవచ్చు. నక్షత్రంలో ఎన్నో రసాయన మూలకాల అణువులు ఉంటాయి కనుక ఆయా అణువులు విరజిమ్మే కాంతిలో ఎన్నో రంగులు ఉంటాయి. ఈ రంగులన్నీ కలగాపులగం అయిపోయి మనకి తెల్లగా కనిపిస్తుంది. ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు నక్షత్రాల దగ్గర నుండి వచ్చే కాంతిని దుర్భిణిలో సేకరించి, దానిని వర్ణమాల దర్శనిలోని ఒక పట్టకం గుండా పంపితే ఆ కాంతి లో ఉన్న రంగులన్నీ విడిపోతాయి. ఆలా విడిపోయిన రంగులని జాగ్రత్తగా పరిశీలించి చూస్తే వాటి మీద నల్లటి గీతలు కనబడతాయి. ఆ గీతలు ఆ నక్షత్రంలో ఉన్న రసాయన మూలకాల పాద ముద్రలు. ఈ పాద ముద్రలని బట్టి నక్షత్రాలని వర్గాలుగా విడగొట్టేరు: O, B, A, E, G, K, M. అన్నిటి కంటే ఎక్కువ దీప్తి (brightness) ఉన్న తారలు O వర్గం, అన్నిటి కంటే తక్కువ దీప్తి ఉన్న తారలు M వర్గం. ఉపరితల తాపోగ్రత 50,000 కెల్విన్ దగ్గర ఉన్న తారలు O వర్గం, ఉపరితల తాపోగ్రత 3,000 కెల్విన్ దగ్గర ఉన్న తారలు M వర్గం. తారల నుండి వచ్చే కాంతి రంగు (తరచుదనం) ని బట్టి తాపోగ్రత నిర్ణయిస్తారు. వేల కొద్దీ నక్షత్రాలని పరిశీలించి ఈ సమాచారాన్ని కూడబెట్టేరు. దీనిని జీర్ణం చేసుకోవడం ఎలా?

ఈ సందర్భంలో రస్సెల్ కి ఒక సమస్య ఎదురయింది. విద్వత్ సభలలో ప్రసంగించేటప్పుడు ఈ సమాచారం అంతటిని క్లుప్తంగా ఒక్క కాగితంలో పట్టించగలిగితే సులభంగా ఉంటుంది . ఎలా? ఈ సందర్భంలో రస్సెల్ కి ఒక ఊహ తట్టింది. ప్రతి తార యొక్క దీప్తిని ఒక అక్షం మీద, తాపోగ్రతని మరొక అక్షం మీద వచ్చేలా గ్రాఫు కాగితం మీద గుర్తిస్తే ఆ బొమ్మలో ఆ తార ఒక బిందువు అవుతుంది. ఇలా కొన్ని తారలని గుర్తించి చూసేడు (బొమ్మ చూడండి. బొమ్మలో దీప్తికి బదులు పరమ కాయస్థం (absolute magnitude) అని చూపించడం జరిగింది. ఉదాహరణకి సూర్యుడి పరమ కాయస్థం, ఉరమరగా, 5, సిరియస్, 1.4, వీగా, 0.5, బీటిల్^జ్యూస్, -5, వగైరా.)

ఈ బొమ్మని చూడగానే ఒక విషయం స్పష్టం అవుతుంది. తారలు చెల్లాచెదురుగా కాకుండా, ఒక బాణీలో ఉన్నట్లు కనిపిస్తున్నాయి కదా! ఒక వరుస క్రమంలో అమర్చి నట్లు ఉన్న నక్షత్రాలని ప్రధాన శ్రేణి (Main Sequence) అంటారు. ఈ ప్రధాన శ్రేణిలోనే అభిజిత్ (వీగా, Vega), మన సూర్యుడు, మనకి అత్యంత సమీపంలో ఉన్న ఆల్ఫా సెంటారీ , మొదలైన నక్షత్రాలు ఉన్నాయి. ఇవి కాక మృగవ్యాధుడు బి (Sirius B) తో పాటు మరి కొన్ని శ్వేత కుబ్జతారలు (white dwarfs) విసిరేసినట్లు ఒక మూలకి, ఆర్ద్ర (బీటెల్^జూస్, Betelgeuse) వంటి అరుణ మాహాతారలు (red giants) మరొక పక్కకి బొమ్మలో అమరేయి. ఉత్తరోత్తర్యా ఈ మృగవ్యాధుడు బి (Sirius B) చంద్రశేఖర్ జీవితాన్ని, ఎడింగ్టన్ జీవితాన్ని ఒక మలుపు తిప్పుతుంది.

మృగవ్యాధుడు బి (Sirius B), మృగవ్యాధుడు ఎ (Sirius A) అనేవి జంట తారలు. మృగవ్యాధుడు ఎ మనకి రోజూ రాత్రి కనిపించే తార. ఇది ఆకాశంలో మనకి కనిపించే తారలన్నిటి లోకి ఎక్కువ ప్రకాశవంతమైన తార; పక్క పక్కన పెట్టి చూడగలిగితే మృగవ్యాధుడు ఎ మన సూర్యుడి కంటే 26 రెట్లు ఎక్కువ కాంతితో ప్రకాశిస్తాడు. మన సూర్యుడు మనకి 93 మిలియను (93,000,000) మైళ్ళు దూరంలో ఉన్నాడు. మృగవ్యాధుడు భూమికి 54 ట్రిలియను (54,000,000,000,000) మైళ్ళు దూరంలో ఉన్నాడని 1844 లో జెర్మనీ దేశస్తుడైన బెస్సెల్ లెక్క కట్టి చెప్పేడు. ఇంత ఊహాతీతమైన దూరంలోఉన్నప్పటికీ రాత్రి ఆకాశంలో దివిటీలా వెలిగిపోతూ కనిపిస్తోందంటే ఇది స్వతహాగా ఎంత ప్రకాశవంతమైనదో ఊహించుకోవచ్చు. ఇంత ప్రకాశమానమైన నక్షత్రం ముందు దీనికి తోడుగా ఉన్న జంట నక్షత్రం, మృగవ్యాధుడు బి, దివిటీ ముందు దివ్వెలా వెలవెలపోతుంది; కన్ను పొడుచుకు చూస్తే కాని కనిపించదు. కానీ 1862 లో ఆల్వాన్ క్లార్క్ నామధేయుడైన అమెరికా ఔత్సాహికుడు మృగవ్యాధుడు బి ఉనికిని కనిపెట్టేడు. ఒప్పులగుప్పలా నాట్యం చేసే ఈ జంట తారలని విడమర్చి చూడగలిగే అవకాశం మళ్లా 1914 వరకు రాలేదు. అప్పుడు అమెరికాలో, కేలిఫోర్నియాలో ఉన్న మౌవుంట్ విల్సన్ వేధశాలలో ఉన్న పెద్ద దుర్భిణి సహాయంతో పరిశీలించి దీని ఉపరితల తాపోగ్రత 8,000 కెల్విన్ అని నిర్ధారించేరు. ఇంత వేడిగా ఉన్న తార దీప్తి లేకుండా ఇలా దివ్వెలా వెలవెలపోతూ ఉండడం ఆశ్చర్యం కలిగించింది. మరికొన్ని లెక్కలు కట్టి చూసేరు. మృగవ్యాధుడు బి గరిమ మన సూర్యుడి గరిమ దరిదాపు ఒక్కటే! అనగా, సూర్యుడిలో ఎంత పదార్థం ఉందో మృగవ్యాధుడు బి లోనూ దరిదాపు అంతే ఉంది. మృగవ్యాధుడు బి వ్యాసార్థం 11,280 మైళ్ళు, అనగా మన భూమి వ్యాసార్థం కంటే మూడింతలు ఎక్కువ, మన సూర్యుడి వ్యాసార్థం కంటే 30 రెట్లు తక్కువ! అంటే, ఉరమరగా, మన సూర్యుడిలోని పదార్థాన్ని అంతటిని భూమి ఆక్రమించిన స్థలంలోకి నొక్కిపెడితే ఎలా ఉంటుందో ఆలా ఉంటుందని ఊహించుకోవచ్చు. అప్పుడు ఆ బంతిలో ఘన సెంటీమీటరు పదార్థం 61 కిలోలు బరువు తూగుతుంది. ఇంత సాంద్రతతో ఉన్న పదార్థాన్ని ఆదర్శ వాయువుగా ఎలా పరిగణించగలం? (బంగారాన్ని వాయు పదార్థం అన్నట్లు ఉంటుంది!) ఎడింగ్టన్ కి 1914 లో ఈ పరిస్థితి ఎదురయినప్పుడు ఏమి చెయ్యడమో తోచక ఈ సమస్య ఒక గగనకుసుమం, ఒక శశవిశాణం అని అభివర్ణించి, మింగుడు పడని ఈ సమస్యని పక్కకి నెట్టేసి, తన దృష్టిని శ్వేత కుబ్జతారలు (white dwarfs) నుండి సాదా కుబ్జతారలు (dwarfs) వైపు, అరుణ మహాతారలు (red giants) వైపు మళ్లించేడు.

అసలు నక్షత్రాలు వెలుగుని, వేడిని ఎలా పుట్టిస్తున్నాయి? నక్షత్రాలలో ఏ ప్రక్రియ వల్ల శక్తి పుట్టుకొస్తోంది? ముందు ఈ మౌలికమైన ప్రశ్నలకి సమాధానం వెతకడం మొదలు పెట్టేడు, ఎడింగ్టన్. అంతకు ముందు ప్రచారంలో ఉన్న వాదం ప్రకారం నక్షత్రంలో ఎలక్ట్రాన్ వాయువు గురుత్వాకర్షక ప్రభావానికి లోనయి కేంద్రం వైపు లాగబడినప్పుడు ఆ ఒత్తిడికి వేడి, వెలుతురు పుడతాయని అన్నారు. ఈ వాదమే నిజమైతే సూర్యుడి వయస్సు 20 మిలియను సంవత్సరాలు అవాలి. కానీ అప్పటికే భూమి వయస్సు 2,000 మిలియను సంవత్సరాలు ఉండొచ్చని మరొక అంచనా ఉంది. అనగా భూమి కంటే సూర్యుడు చిన్న వాడా? అదీ ఈ వాదంలో లొసుగు.

ఎడింగ్టన్ ఏమనుకున్నాడంటే ఎలక్ట్రానులలో ఉన్న ఋణ విద్యుదావేశం కేంద్రంలో ఉన్న ధన విద్యుదావేశంతో ఢీకొని తటస్థత పొందినప్పుడు శక్తి విడుదల అవుతుందనుకున్నాడు. ఈ వాదనలో లొసుగు ఏమిటంటే కొన్నాళ్ళకి ఎలక్ట్రానులు ఖర్చు అయిపోయి, నక్షత్రం చల్లారిపోవాలి. ఈ వాదనతో వచ్చిన మరొక చిక్కు ఏమంటే నక్షత్రాలు వయస్సు పెరుగుతున్న కొద్దీ అవి కుదించుకుపోయి, సాంద్రత పెరిగిపోయి, ఎంతో ప్రకాశమానంగా తయారయి ఎక్కువ దీప్తి ప్రదర్శించాలి. కానీ శ్వేత కుబ్జతారలలో ఆ రకం దీప్తి లేదు!

నక్షత్రం యొక్క శక్తికి కారణం అణువుల యొక్క కేంద్రాలలో ఎక్కడో దాగి ఉందని ఎడింగ్టన్ ప్రగాఢ నమ్మకం. కానీ ఆ నమ్మకానికి వెనక ఆధారాలు, ఋజువులు లేవు. ఈ సమయంలో, కేంబ్రిడ్జిలో ఫ్రేన్సిస్ ఏష్టన్ (Francis Ashton) ఉదజని అణువు కేంద్రం యొక్క గరిమని, రవిజని అణువు కేంద్రం యొక్క గరిమని తూచి నిర్ధారించేడు. (ఈ పని చేసినందుకు ఇతనికి నోబెల్ బహుమానం ఇచ్చేరు.) ఒక ఉదజని అణువు కేంద్రంలో ఒక ప్రోటాను ఉంది. ఒక రవిజని అణువు కేంద్రంలో రెండు ప్రోటానులు ఉన్నాయి. కనుక రవిజని కేంద్రం గరిమ ఉదజని కేంద్రం గరిమకి రెట్టింపు ఉండాలి; కానీ కొలతలో పూర్తిగా రెట్టింపు లేదు, ఒక్క రవంత తక్కువ ఉంది. రెండు ఉదజని అణువులని సంధించి ఒక రవిజని అణువుని తయారు చేసినట్లయితే ఆ తయారీలో ఒక్క రవ గరిమ ఏష్యం అయిపోతోందా?. ఏష్యం అయిన గరిమ అత్యల్పం అయినప్పటికీ, అయిన్^స్టయిన్ సూత్రం E = mc2 ప్రకారం ఈ ప్రక్రియ వల్ల పుట్టే శక్తి అపరిమితం.

ఏష్టన్ ప్రచురించిన ఈ ఫలితం చూసి ఎడింగ్టన్ ఎగిరి గంతేసేడు. నక్షత్రాలలో ఉన్న ఉదజని అణువులు అతుక్కుపోయి (ఏకీభవనం చెంది) రవిజని పుట్టినప్పుడల్లా అనూహ్యమైనంత శక్తి పుట్టుకు రావాలి. అదీ ఎడింగ్టన్ ఊహ. ఇది కేవలం గాలిలో మేడ – ఎందుకంటే ఆ రోజుల్లో అణు కేంద్రంలో ఏముందో ఇంకా ఎవ్వరికి తెలియదు. అంతే కాదు, రెండు ఉదజని అణువులు ఏకీభవనం చెంది ఒక రవిజని అణువుగా మారాలంటే అత్యధికమైన వేడి ఉండాలి. అంత వేడి నక్షత్ర గర్భంలో ఉంటుందో, ఉండదో ఎవ్వరికి తెలియదు. ఇలాంటి ఊహలు చెయ్యడంలో ఎడింగ్టన్ దిట్ట అని చెప్పుకున్నాం కదా.

అయినా సరే, ఊహ రాగానే, తనకి తెలిసిన గణితం సహాయంతో నక్షత్ర గర్భంలో పరిస్థితి ఎలా ఉంటుందో గణిత సమీకరణాలుతో ఒక నమూనా నిర్మించడం మొదలు పెట్టేడు. ఆ నమూనాకి ఖగోళభౌతిక శాస్త్రపు ప్రామాణిక నమూనా (Standard Model of Astrophysics) అని పేరు పెట్టేడు. తన స్వకపోలకల్పితము, తన మానస పుత్రిక, అయిన ఈ ప్రామాణిక నమూనాని తన ప్రాణంతో సమానంగా చూసుకుంటూ, “నక్షత్రాల సృష్టి, స్థితి, లయలు ఈ ప్రామాణిక నమూనా ప్రకారమే జరగాలని ఆ నక్షత్రాలకి తెలుసు, అవి నా నమూనాని అధిగమించవు.” అనేవాడు. ఈ ధిషణాహంకారమే ప్రామాణిక నమూనా పతనానికి కారకం అవుతుంది.

ఎడింగ్టన్ 1917 లో తాను ప్రతిపాదించిన ప్రామాణిక నమూనాని ఉపయోగించి నక్షత్రాల గరిమ (mass) కి, వాటి దీప్తి (luminosity ఓర brightness) కి మధ్య గణిత సంబంధం ఉందని నిర్ధారించేడు: భారీ తారల గరిమ పెరుగుతున్న కొద్దీ వాటి దీప్తి కూడా పెరుగుతుంది. ఈ గణిత సంబంధం ఉపయోగించి ఒక నక్షత్రం దీప్తిని కొలిచి దాని గరిమని గణన చెయ్యవచ్చు. మృగవ్యాధుడు ఎ అంత దీప్తితో ప్రకాశిస్తున్నాడంటే దానికి కారణం ఆ తార యొక్క భారీ తనమే! భారీ నక్షత్రాలలో సాంద్రత మరీ ఎక్కువగా ఉండదు కనుక ఆదర్శ వాయువు సూత్రం పని చేస్తుంది. అందువల్ల గరిమ-దీప్తి సంబంధం భారీతారల (giants) యెడల సులభంగా వర్తించింది. కానీ ఆశ్చర్యకరమైన విశేషం ఏమిటంటే ప్రామాణిక నమూనా సాంద్రత ఎక్కువగా ఉన్న కుబ్జతారల (dwarfs) యెడల కూడా పని చేయడం! ఇది ఎలా సాధ్యం?

అణువులో ఒక కేంద్రము, ఆ కేంద్రము చుట్టూ ఎలక్ట్రానులు తిరుగుతున్నాయన్న బోర్ నమూనానే తీసుకుందాం. ఈ నమూనా ప్రకారం కేంద్రానికీ, ఎలక్ట్రానులు తిరుగుతున్న కక్ష్యకి మధ్య అంతా ఖాళీ స్థలమే! అత్యధికమైన ఉష్ణోగ్రత ఉన్న నక్షత్ర గర్భంలో ఎలక్ట్రానులు శక్తిని సంతరించుకుని వాటి కక్ష్యని వదలిపెట్టి విశృంఖలంగా తిరగడం మొదలు పెడతాయి. ఎలక్ట్రానులు లేని కేంద్రాలని గట్టిగా దట్టించి, వ్యర్ధంగా ఉండిపోయిన ఖాళీ స్థలాన్ని తగ్గించి, తక్కువ స్థలం ఆక్రమించేలా చెయ్యవచ్చు. అట్టి పరిస్థితులలో నక్షత్రం కైవారం తగ్గి, సాంద్రత పెరిగినా కూడ, ఎలక్ట్రానులు ఆదర్శ వాయువులా ప్రవర్తించవచ్చు. కుబ్జ తారల విషయంలో అదే జరిగింది; ఈ తారలతో పదార్థం సాంద్రత ప్లేటినం సాంద్రత కంటే చాల ఎక్కువ, అయినా ఆ పదార్థం గణిత సమీకరణాల దృష్టిలో ఆదర్శ వాయువులా అనిపిస్తుంది. ఇది నమ్మ శక్యం కాని నిజం!

ఎడింగ్టన్ ప్రతిపాదించిన గరిమ-దీప్తి మధ్య సంబంధాన్ని (mass-luminosity relationship) సూత్రబద్ధం చేసినప్పుడు ఆ సమీకరణానికీ, ప్రయోగాత్మకంగా కొలిచిన దత్తాంశాలకి మధ్య పొంతన కుదర్చడానికి అయన చాల శ్రమ పడి, కిట్టించవలసి వచ్చింది. ఉదాహరణకి నక్షత్రపు వాతావరణంలో మసకతనం (opacity) ఎంత ఉండాలి అన్న విషయం మీద ఆయనకి స్పష్టమైన అవగాహన లేకపోవడం వల్ల సత్యదూరమైన విలువని వాడి సరిపుచ్చేడు. ఇది అయన వాదంలో తీరని లోపంగా పరిణమించింది. ఈ లోపాన్ని అయన గుర్తించేడు కానీ ఈ లోపాన్ని సవరించాలంటే మసకతనం (లేదా, అపారదర్శకత) విలువ మార్చాలి. మసకతనం విలువ మార్చాలంటే నక్షత్రంలో చాల భాగం ఉదజని వాయువు ఉందని అనుకోవాలి. నక్షత్రంలో చాల భాగం ఉదజని వాయువు ఉందని అనుకుంటే ఎడింగ్టన్ ప్రతిపాదించిన – ఎడింగ్టన్ ముద్దుల పట్టి అయిన – ప్రామాణిక నమూనా తప్పని ఒప్పుకోవాలి. ఇక్కడ ఆత్మాభిమానం అడ్డొచ్చింది. శాస్త్ర వేత్తకి ఉండవలసిన వస్తుగత దృక్పథం (objectivity) నశించి ఆత్మగత దృక్పథం (subjectivity) తిష్ట వేసింది.

నిజానికి అప్పటికే, ఇండియాలో 1920 లో మేఘ్^నాథ్ సహా చేసిన పరిశోధనల వల్ల, ప్రామాణిక నమూనా పునాదుల్లోనే దెబ్బ తింది. ఆచార్య సహా పరిశోధనల వల్ల ఒక నక్షత్రపు ఉపరితల తాపోగ్రతకి, ఆ నక్షత్రంలో ఉండే రసాయన మూలకాలకి మధ్య లంకె ఉందని తెలిసింది. ఈ పరిశోధనల ద్వారా మన సూర్యుడి బాహ్య వాతావరణంలో ఒక్క ఉదజని వాయువు మిగిలిన రసాయన మూలకాల కంటే మిలియను రెట్లు అధికంగా ఉందని సహా తేల్చి చెప్పేరు. ఇది ఒక్క బాహ్య వాతావరణంలో మాత్రమేనా? లేక అంతర్భాగంలో కూడానా? మన సూర్యుడు, నక్షత్రాలు మౌలికంగా ఉదజని వాయువుతో మలచబడ్డ గోళాలా? దరిమిలా 1932 లో డెన్మార్కు కి చెందిన బెంగ్ట్ (Bengt Stromgren) స్ట్రాంగ్రెన్ – తరువాత చంద్రశేఖర్ స్నేహితుడు – నక్షత్రాలలో దరిదాపు మూడో వంతు ఉదజని వాయువే అని నిర్ధారించేడు. ఈ కొత్త సమాచారంతో ఎడింగ్టన్ ఎదుర్కొన్న మసకతనం సమస్య పటాపంచలై ఎగిరిపోయింది.

ఇది ఇలా ఉండగా ఎడింగ్టన్ పేరు ప్రపంచం నలుమూలలా మోగిపోడానికి ఒక సువర్ణావకాశం దొరికింది. అయిన్^స్టయిన్ 1915 లో, జెర్మనీ లో, తన సాధారణ సాపేక్ష వాదాన్ని ప్రచురించేడు. మొదటి ప్రపంచ యుద్ధం కారణంగా ఆ వార్త 1917 వరకు ఇంగ్లండు చేరలేదు. చూసీచూడగానే అయిన్^స్టయిన్ పత్రం యొక్క గొప్పదనం ఎడింగ్టన్ కి అర్థం అయింది. అయిన్^స్టయిన్ ప్రతిపాదించిన వాదాన్ని అందరికి అర్థం ఆయే రీతిలో, మొదటిసారిగా ఇంగ్లీషులో, ఒక వివరణాత్మక వ్యాసం ప్రచురించేడు. ఈ లోగా ఇంగ్లండుకి, జెర్మనీకి మధ్య యుద్ధం ఊపు అందుకుంది. ఇంగ్లండులో పిన్న, పెద్ద, అందరూ యుద్ధంలో పాల్గొంటున్నారు కానీ ఎడింగ్టన్ తన క్వేకర్ మత ధర్మం ప్రకారం యుద్ధంలో చేరడానికి నిరాకరించేడు. యుద్ధానికి బదులు దేశసేవ చేయమని చెప్పి, అయిన్^స్టయిన్ వాదాన్ని ప్రయోగాత్మకంగా ఋజువు చేసే నిమిత్తం, మే నెల 29, 1919 నాడు సంభవించబోయే సూర్య గ్రహణానికి ఛాయా చిత్రాలు తీసే పని మీద ఎడింగ్టన్ ని ఆఫ్రికా పంపడానికి నిశ్చయించి సన్నాహాలు జరుపుతున్నారు. ఈ లోగా యుద్ధం ఆగిపోయింది. కానీ ఎడింగ్టన్ ప్రయాణం ఆగలేదు సూర్య గ్రహణానికి ఛాయా చిత్రాలు తీసి, నక్షత్రాల నుండి భూమికి చేరే కాంతి కిరణాలు సూర్యుడి గురుత్వాకర్షక క్షేత్రం గుండా ప్రయాణం చేసినప్పుడు, అవి సరళ మార్గం వెంబడి ప్రయాణం చెయ్యకుండా, అయిన్^స్టయిన్ చెప్పినట్లు కాసింత వంగుతాయని ఋజువు చేసేడు. అంతవరకు ఎడింగ్టన్ పేరు వినని సామాన్యులకి కూడా ఇప్పుడు ఎడింగ్టన్ అంటే అయిన్^స్టయిన్ వాదాన్ని ఋజువు చేసినవాడు అని తెలిసిపోయింది.

ఇటు నక్షత్రభౌతిక శాస్త్రం లోను, అటు సాపేక్ష శాస్త్రంలోనూ ఎంతో పేరు ప్రతిష్టలు గణించిన ఎడింగ్టన్ జీవితంలో ఒక్క వెలితి ఉండిపోయింది. ఆయన అన్ని రకాల నక్షత్రాలనీ ఔపోసన పట్టేడు కానీ శ్వేత కుబ్జతారలు ఆయన చెప్పినట్లు నడుచుకోవటం లేదు. అవి అయన వాదాలలో ఇమడడం లేదు. అవి అత్యధిక ఉష్ణోగ్రత ప్రదర్శిస్తూ ఉన్నా, ఎందువల్లో ఉజ్జ్వలమైన కాంతిని వెదజల్లడం లేదు.

ఆ రోజుల్లో నక్షత్రాల గురించి శాస్త్రానికి తెలిసిన విషయాలు మరొక సారి వల్లె వేసుకుని చూద్దాం. రోదసి లోతుల్లో, ఎక్కడో కొన్ని చోట్ల ఏవేవో కారణాల వల్ల వాయు-ధూళి కణాలు చేరుకొని, పేరుకుని, మేఘాల రూపం సంతరించుకుంటాయి. గురుత్వాకర్షణ ప్రభావం వల్ల ఈ మేఘాలలో పదార్థం కాసింత దగ్గరయి, కాసింత చిక్కబడి, నిరాకారం నుండి సాకారం పొందుతాయి. ఇప్పుడు ఈ వాయు మేఘం ఆదర్శ వాయు సూత్రానికి లోబడి బహిర్ముఖమైన ఒత్తిడితో బయటికి తోసుకు రాబోతూ ఉంటే గురుత్వాకర్షక బలానికి లోబడి అంతర్ముఖమైన బలంతో లోపలికి వెళ్ళబోతూ ఉంటుంది. ఈ రెండింటి లోను గురుత్వాకర్షక బలమే ఎక్కువ కనుక క్రమేపి వాయు-ధూళి మేఘంలో పీడనం పెరిగి వేడెక్కడం మొదలవుతుంది. బాగా వేడెక్కేసరికి వాయు-ధూళి మేఘం రగులుకొని వెలగడం మొదలవుతుంది. ఈ వెలుగు లోపల నుండి బయటకు బలంతో తోసుకు రాడానికి ప్రయత్నిస్తుంది; ఈ బహిర్ముఖమైన బలాన్ని వికీర్ణ ఒత్తిడి (radiation pressure) అంటారు.

మన నిత్య జీవితంలో, వెలుగు వల్ల పుట్టే వికీర్ణ ఒత్తిడి మన అనుభవంలోకి రాదు. కానీ నక్షత్రం ఎంతో పెద్దది కావటం వల్ల లోపల నుండి బయటకు తోసుకు వచ్చే వెలుగు (తేజాణువులు) తుపాను గాలిలా ఉంటుంది. వాయు గోళాన్ని సంకోచ పరచే గురుత్వాకర్షణ ఒక పక్క, వాయు గోళాన్ని వ్యాకోచ పరచే ఆదర్శ వాయువు పీడనం, వికీర్ణ పీడనం దానికి ఎదురుగాను సమ ఉజ్జీలో ఉన్నప్పుడు నక్షత్రం ఒక రకం తుల్యతలో ఉండి వేడిని, వెలుగుని వెదజల్లుతూ ఉంటుంది. ఇంతవరకు ఎడింగ్టన్ ఇచ్చిన వివరణ వేదమే! ఏ ఇబ్బందీ రాలేదు.

కానీ, అవసాన దశలో నక్షత్రం గతి ఏమిటి? శ్వేత కుబ్జతారలు “ఉద్యోగానంతరం విశ్రాంతి తీసుకునే తారలు” అని ఎడింగ్టన్ అభిప్రాయపడ్డాడు. ఉద్యోగ విరమణ తరువాత అవి తేజోరహితంగా ఉండడం తార్కికంగానే ఉంది కానీ, అంత వేడిగా ఎందుకు ఉండాలి? లేదా, అంత వేడిగా ఉన్నప్పుడు ఎందుకు అంత తేజోరహితంగా కనిపిస్తున్నాయి? ఒక ఆలోచన ప్రకారం నక్షత్రం యొక్క వయో భారం పెరుగుతున్న కొద్దీ తేజోరహితంగా తయారవుంతుంది. వికీర్ణపు ఒత్తిడి తగ్గుతుంది. గురుత్వాకర్షణ ప్రభావం పెరుగుతుంది. అదర్శ వాయువు చేసే ఒత్తిడి దీనిని అధిగమించలేదు. కనుక గోళం చిన్నదవాలి. అగ్నిలో అజ్యం పోసినట్లు సాంద్రత, గురుత్వాకర్షణ పెరుగుతూ పోతే దాని పర్యవసానం ఏమిటి?

శ్వేత కుబ్జతార అయిన మృగవ్యాధుడు బి మీద గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రం సూర్యుడి చుట్టూ ఉండే క్షేత్రం కంటే 100,000 రెట్లు ఎక్కువ బలమైనది. సాధారణ సాపేక్ష వాదం ప్రకారం, శ్వేత కుబ్జతారల సమీపంలో ఉండే అత్యధిక గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రం కారణంగా ఆ తార నుండి వెలువడే కాంతి తరంగాలు సాగుతాయి. ఈ ప్రభావాన్ని గురుత్వాకర్షక ఎరుపుమొగ్గు (gravitational redshift) అంటారు. వాల్టర్ ఏడమ్స్ సహాయంతో ఎడింగ్టన్ 1924 లో ఈ ప్రభావాన్ని కొలిచి ధృవపరచేడు. ఇది సాధారణ సాపేక్ష వాదానికి మరొక ఋజువు అని ఎడింగ్టన్ సంతోషించేడు.

ఎడింగ్టన్ The Internal Constitution of Stars రాస్తున్న సమయంలోనే సాధారణ సాపేక్ష వాదం ప్రభావం వల్ల శ్వేత కుబ్జతారల వంటి అత్యధిక సాంద్రత గల నక్షత్రాల సమీపములో “క్షేత్రకాలం” (spacetime) ఎలా మారుతుందో గుర్తించేడు. బీటెల్^జూస్ వంటి అరుణ మహాతార (red giant) వ్యాసం 200,000,000 మైళ్ళు ఉంటుంది. అనగా ఈ నక్షత్రాన్ని మన సూర్యుడు ఉన్న చోట పెడితే భూమి కక్ష్య వరకు ఉన్న స్థలాన్ని ఆక్రమించేస్తుంది – అంత పెద్దది ఈ నక్షత్రం! కానీ దీని సాంద్రత సూర్యుడి సాంద్రత కంటే 1,000,000 రెట్లు తక్కువ! ఇటువంటి తార సాంద్రత సూర్యుడి సాంద్రత తో సమానం అయితే ఏమవుతుంది? ఇటువంటి తార సాంద్రత శ్వేత కుబ్జతార సాంద్రత తో సమానం అయితే ఏమవుతుంది? ఇటువంటి ప్రశ్నలకి ఎడింగ్టన్ సమాధానం? “అప్పుడు గురుత్వాకర్షక బలం అనూహ్యంగా పెరిగిపోయి కాంతి కిరణాలు కూడా దాని గుప్పిట నుండి తప్పించుకోలేవు. అంత అత్యధిక గురుత్వం వల్ల ఆ నక్షత్రం దగ్గర “క్షేత్రకాలం” బాగా ఒంగిపోయి ఆ నక్షత్రాన్ని ఒక గోతిలో కప్పెడుతుంది.” ఇంతవరకు ఉహించగలిగిన వ్యక్తి ఆ ఊహ నిజమయే అవకాశం ఉందని ఒప్పుకోలేకపోయేడు. అదీ విచిత్రం!