莎士比亚、牛顿和贝多芬:不同的创造模式

(【美】S·钱德拉塞卡)

16世纪和17世纪科学家的目的与现代科学家有明显的不同。牛顿是最突出的例子。在大瘟疫时期他避居于家乡伍尔兹索普，这一期间他发现了万有引力定律和其他一些定律。大约20年之后，在哈雷的请求下他才重新写出开普勒第一定律的推导，但他没有就此打住，他甚至也不满意他随后做的演讲《论物体的运动》。不写完全部《原理》他是不会罢手的：他写这本书的速度和连贯性，在人类思想史上真是无与伦比。

从现有的认识水平来看，牛顿的拼搏在一个方面给人们以启迪，那就是他并不急于宣布他的发现；他想完成的研究远不止这一个发现，他似乎要把他的发现放在整个科学领域之中，而且他认为科学是一个整体，是一个他有能力建成的整体。在牛顿所处的时代，这种科学观比较普遍，例如开普勒在给出行星运动定律后，他本可心满意足，但他却决定写一本《新天文学》。伽利略也是如此，他在做出他的一些伟大发现后并没有停步，他显然认为他必须写出《关于两种新科学的对话》。后来，拉普拉斯和拉格朗日继承了开普勒、伽利略和牛顿的这一传统。

当然啦，如果现在一个正常的人还去刻意模仿牛顿、伽利略和开普勒，别人一定会取笑他，认为他闲着没事干。但是，这些范例表明，以巨大的视野作为科学的目的在科学史上确实存在过，而现在科学的目的则没有往日那么宏大。现在的科学目的逐渐转向强调改变科学方向的发现上，这种改变也许是大势所趋，不可避免。与伏打、安培、奥斯特和法拉第名字相联的一些发现，必然先于麦克斯韦的综合；它们各自需要不同类型的努力。无论如何，强调“发现”的倾向仍在继续，而对在科学发现中如何理解取得科学成就的主要因素，则进一步突出和强化了这种倾向。用一个简单的框架把某人的想象综合起来，即使在有限的范围里，也已经失去了价值。例如，我们不会向爱因斯坦提出这样一个问题：在发现他的引力定律20年后，他有没有设想（或感到能够）写一本像《原理》那样的书来阐述广义相对论。

假如16世纪和17世纪的伟大科学家对科学追求的目的在今日仍然通用，那么艺术家和科学家在创造模式上的差别，也许就不会出现了。这种看法正确吗？

但对选择天文学和天体物理学作为精密科学的代表，我却没有丝毫疑虑。因为在所有精密科学的学科中，天文学最具综合性。它需要综合各个不同时期的学术成就，以便在实践中逐步完善。另一方面，在所有科学中天文学占有独特地位，诺伊格鲍尔（O.Neugebauer）2曾经说过： 自从罗马帝国衰亡以来，天文学是所有古代科学学科中唯一完整流传下来的分支。当然，在罗马帝国残存的地域内天文学研究的水平下降了，但天文学理论与实践的传统却从来没有丢失。相反，印度和阿拉伯的天文学者改进了希腊三角学的笨拙方法，新的观察结果不断地与托勒密的观察结果加以比较，等等。

人们只有将这种情形与希腊数学的较高分支的完全失落这一情形加以对比，才能认识到天文学是联系现代学科与古代学科的最直接环节。的确，只有不断地参考古代的方法和概念后，人们才能理解哥白尼、第谷·布拉赫和开普勒的著作，但是，我们要想理解希腊人有关无理数的理论和阿基米德的集合方法，那只有现代科学家在新发现它们后才可能。

至于讲到分类本身，我认为最好的例子莫过于卢瑟福（E.Rutherford）发现α粒子的大角散射。他做的这个实验非常简单。用某种放射性物质发射出来的高能a粒子轰击一层薄箔时，卢瑟福发现α粒子有时被完全弹了回来——这种完全弹回的粒子很少，但确确实实存在。在他晚年（1936年）回想这种现象时。他说：“这是我一生中所遇到的最难以令人置信的事。”

他还这样描述过他当时的反应：“其难以置信的程度就像用一发15英寸的炮弹射击一张卫生纸，炮弹反弹回来并击中炮手。”他还写道： 经过仔细思考，我马上意识到这种反方向的散射肯定是出自某种单一的碰撞。经过计算我发现，除非重建一个原子模型。在新模型中原子的绝大部分质量都集中在某个很小的核上，否则是不可能得到这种数量级的散射结果。正是从那时起，我认为原子有个很小但很重的带电质心。我发现，某一给定角度的散射粒子数与箔厚成正比，与核电量的平方成正比，与粒子速度的四次方成反比。这些推论后来被盖革（Geiger）和马斯顿（Marsden）用一系列漂亮的实验证实。 作为所有学科基础的原子核模型就这样产生了。一个唯一的观测和对此所做的正确解释，竟导致了科学思想的革命，这在科学史上也是无与伦比的。

能被称为“基础”定律的首例起源于天文学，我指的是开普勒（J.Kepler）的发现。开普勒对第谷·布拉赫（Tycho Brahe）的大量观察结果做了长时间和耐心的分析后，终于发现了行星运动的定律。后来，开普勒定律又导致了牛顿（1.Newton）著名的万有引力定律，而牛顿万有引力定律两百多年来一直在科学舞台上起主导作用。过一会我还会回过头从不同的角度来讨论这个问题，但这个例子足以说明，只有在万有引力的领域里天文学才能直接引出具有基础性的结论。

还有一个例子可以说明这件事实，水星的实际运动轨道与根据牛顿定律预测的轨道之间存在着细微的偏差，该偏差指出了且随后证实了由广义相对论蕴含的对时空观的根本变革。这一事实进一步说明了上述“天文起源”（即“基础定律首例起源于天文学”）问题。哈勃（E.P.Hubble）发现银河系外星云正在远离我们而去，其远离的速度与它们跟银河系的距离成正比，同样，这一发现颇有可能导致我们基础概念的进一步修改。

人们早已发现，地球上所有物体均受到一个指向地心的引力作用。然而这种引力能够影响到多大范围呢？它能影响到月亮那么远的地方吗？牛顿向自己提出了这些问题，并且他回答了它们。伽利略已经证明，匀速直线运动和静止都是物体的自然状态，偏离这种自然状态需要力的作用。假定月亮不受任何力的作用，它将脱离轨道而沿轨道的瞬时切线方向离去。如果月亮的运动是由于地球引力形成的，那么这种引力的作用就是把月亮从瞬时切线方向拉到轨道上运动。由于月亮绕地球转动的周期和距离都是已知的，所以很容易算出月亮在1秒钟内由切线落下的距离。将这个值与自由落体的速度比较之后，牛顿发现两者之比为1：3600。又因为月亮到地心的距离是地球表面上物体到地心距离的60倍，这就意味着存在一个与距离平方成反比的力。

牛顿向自已提出的第二个问题是：引力的这种性质到底在多大程度上有效。特别是太阳是否也有类似的力使行星作轨道运动，就像地球引力使月亮作轨道运动一样？这些问题的答案可在开普勒定律找到。牛顿指出：开普勒第二定律——行星在相同时间内掠过相同面积——意味着存在一有心力，即指向太阳的一种力；开普勒第一定律——行星轨道为椭圆且以太阳为椭圆的一个焦点——是引力平方反比定律的一个结论；最后，若同一定律对各个行星均成立的话，那么，行星运动的周期和距离的关系就在开普勒第三定律中得到表述。牛顿就是以这样的方式阐明他的万有引力定律，即宇宙中任一粒子对其他任何粒子都有引力作用，其大小与它们之间距离的平方成反比，与两粒子的质量成正比。应该注意到在这个公式的描述中用了“宇宙”这个词，这就很清楚地表明了该公式的重要性在于它的普适性。

自从牛顿定律公诸于众后，天文学中众多的进展都与牛顿定律在太阳系运动中的应用有关。牛顿本人就得出了很多的重要结论。这里只讲两个例子：其一，他正确地解释了海洋的潮汐现象；其二，他还正确地解释了距他两千多年之前喜帕恰斯（Hipparchus）就发现了的岁差现象。

将牛顿定律运用到整个太阳系是一项极其艰巨的任务，它耗尽了许多科学巨匠毕生的精力，如拉格朗日、拉普拉斯、欧拉、亚当斯、德劳雷（Delaunay）、希尔（Hill）、纽康姆（Newcomb）以及庞加莱等。 我前面已经讲过，用牛顿定律不能完全解释水星的运动。水星实际运动轨道与牛顿定律计算出来的轨道有小小的偏离，这种偏离体现为一种整个轨道的缓慢进动，该进动速率比用牛顿定律计算出来的速率要超出一点点，即一百年只有42弧秒。现在，用爱因斯坦的广义相对论似乎已经能圆满地解释水星的这种进动。

现在，牛顿定律仍能有效地运用到天文学众多的领域里。其中最新的领域是将整个银河系的运动作为一个整体进行研究，这个动力学的新分支称之为“天体动力学”。其发展极为迅速，有着广阔的前景。

有时我们将同一类思想应用到各种问题中去，而这些问题乍看起来可能毫不相关。例如，用于解释溶液中微观胶体粒子运动的基本概念同样可用于解释星群的运动，认识到这一事实是令人惊奇的。这两种问题的基本一致性——它具有深远的意义——是我一生中所遇到的最令人惊讶的现象之一，

“布朗运动”现象是英国植物学家布朗（R.Brown）在1827年发现的。当他观察悬浮在水中的微粒（他用的是花粉）时，他发现这些微粒永远不会静止下来，处于一种不停地骚动状态。现在想来似乎可笑，起初这种不停的运动竟被认为是花粉的生命活动引起的，但是布朗马上就指出这种解释是不可能的。因为即使是从埃及斯芬克斯石像上取得的细微尘埃，也具有同样的行为。现在我们知道，布朗运动起源于胶体微粒与他们周围的液体分子的碰撞。既然最细小的胶体微粒也要比单个的分子重几百万倍，显然单一的碰撞几乎不会对胶体微粒产生任何影响。但大量碰撞的总体效应是可观的。令人惊诧的是用于研究布朗运动的同样方法，也适用于研究像昴星团这样的星群运动。

我们可以这样做的原因是：当星群中的两颗星擦身而过时，每颗星体运动的方向和量值都发生了变化。由于星体间的作用力与距离的平方成反比，作为单个效应来说星体的运动受到的影响很小，但同样的由于大量的这类交遇，其累积效应就产生了可观的变化。很明显，这与布朗运动是类似的，所以星群运动理论能够随着布朗运动理论的发展而发展。而且，星群运动理论比胶体微粒运动理论更完备地描述了布朗运动的特征。我还要指出的是，正是由于这种理论的发展，我们才能在总体上预言星群的演变和宇宙的时间尺度。

我认为，在近代所做的且随后被证实的预测中，最令人瞩目的要算是哈雷的预言了。1705年，爱德蒙德·哈雷（E.Halley）向皇家学会做了《彗星摘要》（Astronomiae Cometicae Synopsis）的专题报告。在这份经典的论文中，哈雷仔细研究了从最早年代甚至牛顿时代有关彗星的各种记载。接着，根据牛顿原理，哈雷对从公元1337年到1698年间做过专门观察的24颗彗星进行了抛物线性的计算。

这份论文的准确性和完备性可以说是达到了无可挑剔的程度，对人类知识做出了既有纪念意义又令人回味无穷的贡献，读起来叫人爱不释手。正是在这篇论文中，哈雷想到了这种可能性，或者说或然率，即彗星的运动轨迹可能是极扁的椭圆而不是抛物线。在后一种情况下彗星来自无穷远处，也将归宿于无穷远处。然而，在前一种情况下，彗星就是太阳系的成员了，经过漫长的若干年，它们将重新出现。正因为有这种可能性，哈雷才做了大量的计算工作。这样，如果出现一颗新的彗星，可将它的轨迹与已计算出的轨迹相比较，我们就可能确定它是否是曾出现过的彗星。

哈雷还说，许多迹象使他确信，1531年的那颗彗星与1607年观察到的彗星以及1682年他本人亲自观察过的彗星是同一颗彗星，他还认为大约在1456年看到的那颗彗星也就是这同一颗彗星。随后他写道：“由此我很有信心地大胆预言，这颗彗星将于1758年重新出现。”这就是彗星中最著名的哈雷彗星的起源。哈雷没能看到这颗彗星再次出现就去世了，但它确实在哈雷所预言的那一年出现了，并且在此之后又出现过两次。

1928年，狄拉克灵感突发，写出了一个有关电子的方程。这个方程预言的许多事情都与实验吻合，但该方程还预言电子应该有负能态——这可真是前所未闻！然而，狄拉克与以往一样坚信他的方程是正确的，他断定存在着负能态。为了克服所有电子都坠入负能态并在人们周围产生一个奇妙世界这样的难题，狄拉克提出了他的设想：在通常情形下，所有的负能态都被填满了，极少数带有正能量的剩余电子不能进入负能态，通常情况下事实确实如此。尽管如此，在某些条件下负能态的电子能够被激发到正能态，这样就产生一个电子并在无限分布的负能态中产生一个空缺，正是这个无限分布的负能态中的“空穴”会表现得如同一个完全可察觉的正能粒子一样，不过带正电荷而已。这个空穴就是正电子，狄拉克假设的现象就是电子对的产生。狄拉克甚至还建立了一套有关这种电子对生成的概率理论。大约三年后，所有这些预言都得到了证实，这使他更加坚信他的方程是绝对正确的。

我想讲的第三个也是最后一个例子是爱因斯坦关于引力场中光线会发生弯曲的预言以及对该预言的证实。在讲述这个故事时，我要摘录证实预言的主要人物爱丁顿（A.S.Eddington）在一次演讲中的几段话： 在我的天文学生涯中，我能想起的最令人激动的事件要算在1919年的日食观察中，证买了爱因斯坦有关光线发生弯曲的预言。当时的情况是很不寻常的。虽然于战争期间的1918年开始制订了计划，但直到出发前11个小时我们还在怀疑这次考察能否成行。但1919年的日食太重要了，不能错过这千载良机，因为这次具有极好的星场——任何之后的考察都不会有这样好的时机。

已故皇家天文学家弗兰克·戴逊（F.Dyson）爵士在格林尼治组织了两支考察队，一支赴巴西的索布拉尔，另一支赴西非的普林西比岛（普林西比岛考察队由爱丁顿负责）。显然，要想在停战之前让仪器制造商制造一些观察用的仪器是不可能的。由于考察队得于2月份出发，所以准备工作极为仓促。巴西队在日食那天天气异常好，可惜碰到了一些情况，所以他们的观察结果几个月后才处理出来，但最后他们还是提供了关键性的证据。我当时在普林西比岛。日食那天下起雨来，满天乌云，大家都几乎完全失望了。接近全食时，太阳隐隐地显露出来，我们抱着一线希望执行了原订计划。一定是日全食结束之前乌云变薄了一点，因为尽管有许多底片报废了，可我们仍得到了显示出要找的星象的两张照片。将它们与太阳在别处时同一星场所摄的照片加以比较，有明显位移，这表明星光在掠过太阳时，光线的确发生了弯曲。

这个问题有三种可能性：其一，可能根本就没有什么弯曲现象，即光线不受引力场的影响；其二，可能存在一种“半弯曲现象”，即光线受引力场影响服从牛顿定律而发生弯曲；另一可能是服从爱因斯坦而不是牛顿定律的全弯曲现象。我记得戴逊向已知道这些主要思想的柯丁罕（Cottingham）解释这一切时说，光线弯曲得越厉害其结果就越令人激动。柯丁罕问：“如果我们得到双倍的弯曲会怎么样呢？”戴逊说：“那样的话爱丁顿就会发疯，你就只好一个人回家了。” 当时就对照片作了测算，这不仅仅是急不可耐，而是怕在回家途中发生什么不幸。于是对成功的两张照片中的一张立即进行了检试。结果得到的数值从天文学标准来说已经完全足够了，所以一张照片实际就可以确证一切了，尽管还会从其他方面寻求进一步的证实。日食后第三天，当算完最后一个数据时，我意识到爱因斯坦理论经受住了实践检验，新的科学思想观必将受到广泛承认。柯丁罕也将不会是独自一人回家的。

在本文快结束时我想要谈一下科学家的动机。关于这个问题有几种不同的看法。有人认为科学家的动机源于他们有意识地或下意识地相信他们所作的一切，最终会给人们日常生活带来舒适，我不同意这种看法。有人坚称科学家必须总是有意识地将他们的工作与时代和社会的需要相结合，我也不赞成这种推论。有人认为科学家努力工作是因为他们对追求真理有一种“神圣的激情”或对于解开自然界的“奥秘”有一种“炽烈的好奇心”，这种看法我也不能接受。我不相信每天沉浸于工作的科学家，与放弃帝王生活而沉思对人生有意义的伦理和道德价值观的释迦牟尼之间会有什么共同之处。而且，我认为科学家与马可·波罗也不会有什么共同之处。

实际上科学家努力工作的具体和现实的原因是他们的那种愿望，即他们想尽自己最大的能力积极参与科学的进展过程。如果一定要我用一个字眼来描述激励科学家工作的主要动机，我就用“系统化”（Systematization）这个字眼。这听起来似乎太平淡无奇，但我认为它揭示了实质性的东西。从根本上说，科学家试图做的工作就是选择某一领域，某一方面或某一细节，来检验它们在具有一定形式和连贯性的总体框架中是否占有适当的位置；如果它们的位置不当，科学家的工作就是作进一步的探索以使它们占有适当位置。这种说法也许有点晦涩难懂，尤其是使用了“适当”、“总体框架”、“形式”和“连贯性”等字眼。

开普勒从一开始就认识到，仔细研究火星轨道是研究行星运动的关键，因为火星的运动轨道偏离圆轨道最远，它使得哥白尼的理论显出了严重的缺陷。开普勒还认识到，对第谷·布拉赫准确的观察资料进行分析是整个问题的必不可少的先决条件。开普勒曾经写道： 我们应该仔细倾听第谷的意见。他花了35年的时间全心全意地进行观察……我完全信赖他，只有他才能向我解释行星轨道的排列顺序。

我认为，正当朗高蒙太努斯（Longomontanus）3全神贯注研究火星问题时，我能来到第谷身边，这是“神的意旨”，我这样说是因为仅凭火星就能使我们揭示天体的奥秘，而这奥秘由别的行星是永远揭示不了的……实际上，开普勒曾千方百计想获得他梦寐以求的第谷的观察资料。如果说他犯了偷窃罪，似乎也并不夸张，因为他自己就曾经承认：“我承认，当第谷死的时候，我正是利用了没有或缺乏继承人这样的有利条件，使第谷的资料由我照管，或许可以说霸占了观察资料。”[4]他自己又解释道：“争吵的原因在于布拉赫家族有怀疑的天性和恶劣的态度；另一方面，也在于我自已有脾气暴躁和喜欢挖苦人的毛病。必须承认，滕纳格尔（Tengnagel）有充分的理由来怀疑我。我已占有了观察资料并且拒绝把它们交给继承人。”

当我认识到，在运动的轨道上有着无数个点以及相应产生了无数个离太阳的距离，我产生了这样的想法：运动轨道的面积包括了这些距离的和。因为我回忆起阿基米德用同样的方法，将圆面积分解成无数个三角形。”

开普勒用了10年多的时间才发现了他的第三定律，即任何两个行星公转周期的平方与他们到太阳的平均距离的立方成正比。1618年，开普勒在他的《宇宙的和谐》一书中表述了这个定律。

同伊丽莎白女王一世时代所有人受的教育一样，莎士比亚受的教育很少。虽然这些教育使莎士比亚感到心满意足，但是莎士比亚从来没有信服过他学到的知识。下面两段话清楚地表明了这一点： 死啃书本，终无所获， 引经据典，吓唬别人。 或： 噢，学问，鬼才知道是什么玩意！

因为艺术和科学都追求一个不可捉摸的东西——美，但艺术工作者和科学工作者具有不同的创造模式，这一点可以说使我苦思而不得其解。那么，美是什么呢？ 在一篇极为动人的文章《精确科学中美的意义》中，海森伯给美下了一个定义。我认为这个定义是恰当的。海森伯的定义可追溯到古代，他说：“美是各部分之间以及各部分与整体之间固有的和谐。”

今天看来，米尔恩的消极态度显然使他不能认识到，正确利用费米简并可以直接导出如下的事实：质量巨大的恒星在耗尽能量之后，必须坍缩为黑洞。这个结论是由爱丁顿提出的，但又为爱丁顿本人和米尔恩所不愿接受。他们的失败说明了靠自己的信念去考察世界是十分危险的。

卡尔·史瓦西无疑是本世纪最杰出的物理学家之一。他的贡献之广令人惊讶：物理学、天文学、天体物理学的广阔领域到处都留下了他的足迹。

在物理学领域，从电动力学、几何光学到当时最新发展起来的玻尔和索末菲的原子理论等方面他均有贡献。在电动力学方面，他得出了洛伦兹电子方程变换的基础；在几何光学方面，他发展了光学仪器的象差理论（后来玻恩认为它有“空前的明晰性和严格性”），并表述为基本原理，这一原理成为施密特（Schmidt）望远镜光学的理论基础；在玻尔-索末菲理论方面，在他生前发表的最后一篇文章中，得出了双原子分子转动-振动光谱的斯塔克（Stark）效应和德朗德尔（Deslander）项（在这篇文章中，他第一个引入了作用量和角变量的概念）。

在天文学和天体物理学领域，史瓦西的贡献太多太广，这里我只能提及以他的名字命名的一些发现。照相光度学的史瓦西指数；辐射传递理论中的史瓦西-米尔恩积分方程；对流不稳定性开始的史瓦西判据；星球速度的史瓦西椭球分布；当然，还有描述质量呈球形分布的球外和静止黑洞外时空的爱因斯坦方程的史瓦西解。这些成果都是在短短的20年间取得的！

在1900年的一次学术会议上，史瓦西讲了这样一个问题：天文学的三维空间几何是否可能是非欧几里得几何。他说： 你一定知道，本世纪（指19世纪）有人在欧几里得几何以外提出了非欧几里得几何，其主要实例就是所谓的球面和赝球面空间。我们如果知道在可能具有有限曲率半径的球面或赝球面几何中世界是什么样子，我们会感到惊异。如果有这种可能，你会感到自己处在几何学的仙境里；而且如此美妙的仙境会不会变为现实，我们也无法知道。 我们不能不对史瓦西的科学想象，以及他在广义相对论创立之前15年就论述这样的问题而感到惊奇，但对史瓦西来说，这是最简单不过的想象。他实际用他那个时代得到的天文数据估算了三维空间曲率半径的极限，并得出如果空间是双曲形的，其曲率半径不可能小于64光年；如果空间是球形的，其曲率半径至少为1600光年。

我们大可不必为史瓦西具体估算的数字而争论，这儿更有意义的是，史瓦西把他的想象力发挥得淋漓尽致，并使他进入了一个仙境般的世界！ 第三个例子是史瓦西关于爱因斯坦真空方程解的发现，它是质量以中心球对称分布时的外部解。毫无疑问，这是广义相对论创立后的一个最重大的发现。

1916年1月13日，爱因斯坦把史瓦西导出真空方程解的论文递交给柏林科学院。仅仅在两个月以前，爱因斯坦才在一篇短的通讯中公布了他的广义相对论基本方程；而全面详细推导的论文，在6个月以后才发表（在这篇论文中，爱因斯坦从理论上推出了水星在近日点的进动速率和一束光掠过太阳边缘时偏折的大小）。1916年1月9日，在致史瓦西的信中，爱因斯坦写道： 我怀着极大的兴趣拜读了你的论文，我没有料到有人能用如此简洁的方法得出这个问题的精确解。你对这一问题的分析处理实在是妙极了！

在当时的环境下，史瓦西得出现在这一著名的解是非常了不起的。1915年春夏期间，史瓦西在德军东部前线服役，任很不起眼的技术参谋。在服役期间，史瓦西得了致命的天疱疮，并于1916年5月11日与世长辞。

钱德拉塞卡也不能肯定他自己下一步将做什么研究。他最近是在从事黑洞的研究，这项研究已进行了8年。在这期间，他的心脏病发了，为此他做了体外循环的心脏手术。这年春天他完成了黑洞的研究，这时他已有71岁的高龄，几乎是这个领域里其他同行年龄的两倍。

每当问及他的研究生涯何以能持续如此长久时，他往往不自在起来。但他承认，1935年1月11日在（英国）皇家天文学会会议上发生的事情，也许可以发现一些端倪。

那天是星期五，他怀着极大的期望，同时又夹杂着对爱丁顿爵士的某些疑虑，来到了伦敦。最近几个月里，他和爱丁顿大约每周两次晚饭后在一起，共同讨论钱德拉塞卡最近对正在衰亡的恒星行为所作的计算。他们俩是一对奇怪的组合：爱丁顿52岁，风度翩翩，说话很有吸引力，他被认为是世界上最优秀的天文学家；而钱德拉塞卡是一位腼腆的来自印度的24岁的青年，自认为有点像剑桥大学的流浪儿。钱德拉塞卡从事星体结构的研究只有几年时间，那还是起因于他在马德拉斯（Madras）大学的一次物理竞赛中获奖，奖品是爱丁顿写的一本关于星体结构的论著。现在，他相信自己有了一个重要而且惊人的发现，这个发现将在星期五的会议上向与会者宣布。

但是在星期四，当会议日程表送到剑桥时，钱德拉塞卡惊讶地发现，爱丁顿也将在会议上发言，讲的题目与他的一样！在他们多次讨论过程中，钱德拉塞卡总是滔滔不绝地讲出他的计算，而爱丁顿从来没有提到过他在这个领域的工作。这似乎是一种令人难以置信的不忠诚行为。星期四晚上，当他们两人在餐厅相遇时，爱丁顿仍然没有提出解释或道歉。他唯一的话是，他利用了他的影响，使钱德拉塞卡可以在会议上多讲一会，“这样，你就可以把你的研究结果彻底讲清楚。”这句关心的话钱德拉塞卡记得很清楚。钱德拉塞卡想问一问爱丁顿的论文，但由于他对爱丁顿非常尊敬，所以又不敢问，星期五在伦敦开会前吃茶点时，有一位天文学家问爱丁顿准备讲些什么，爱丁顿没有回答，只是转向钱德拉塞卡，微笑地说：“那要使你大吃一惊呢。”

钱德拉塞卡的论文讨论了一个基本问题：一个星体如果烧尽了它全部的燃料之后，将会发生什么？按照当时流行的理论，冷却的星将在自身的引力作用下，坍缩为一颗致密的星，这种星称为白矮星（whitedwarf）。例如，一颗具有太阳质量的星，将坍缩成只有地球一样的大小，这时它就达到力的平衡，不再坍缩下去。

钱德拉塞卡重新研究了这种坍缩，他考虑一个有趣的问题：当一颗星体的气体被压缩到其电子以接近光速运动时（这被称之为相对论性简并状态），会发生什么现象？他的研究结果表明，任何一颗质量大于太阳质量1.4倍的星体，它巨大的引力将继续起作用，使这颗星越过白矮星阶段继续坍缩。于是，这颗星的体积将继续越变越小、密度越来越大，直到……啊，那可是一个有趣的问题。钱德拉塞卡机灵地避不作答。

他的结论是：“一颗质量大的星体不会停留在白矮星阶段，我们应该考虑其他的可能性。” 接着是爱丁顿发言。 “我不知道我是否能活着逃离这个会议，但我的论文的要点是：根本不存在什么相对论性简并。”爱丁顿说完这句话，就把钱德拉塞卡的论文撕成两半。听众中不时爆发出笑声，使爱丁顿的讲话不断地被打断。爱丁顿无法驳倒钱德拉塞卡的逻辑和计算，但他却宣称这个理论全盘皆错，原因很简单，因为它得出了一个不可避免和非常古怪的结论：“星体将不断辐射，不断收缩。直到半径只剩下几公里，这时，引力将大到足够控制住辐射，使其不再辐射，于是这颗星体终于平静下来。” 当然啦，我们今天称这种客体为黑洞，但爱丁顿那天下午却声称它不可能存在。

“一种归谬法得出的结论，”爱丁顿说，“我相信，一定有一条自然法则阻止星体按这种荒谬的方法演化。” 争论到此，就被束之高阁了，至少在此后几十年没人再敢问津。当然，黑洞理论最终还是被人们承认了，钱德拉塞卡提出质量界线（即星体质量为太阳质量的1.4倍）也被称之为“钱德拉塞卡极限”记入教科书中，但这一切在爱丁规讲话后很长一段时间才发生。 “会议结束后，”钱德拉塞卡回忆说，“每个人都走到我面前说，‘太糟了，钱德拉，简直太糟了。’我原以为我将在会上宣布一个非常重大的发现，结果爱丁顿让我出足了洋相。我心情乱极了。我不知道我是否应该继续研究这个课题。那天我回到剑桥时，已是深夜一点多钟了。我走进一间同事们经常聚会的房间，这时当然不会有人还留在那儿，但炉子里的火还燃烧着。我记得，我站在炉火前自言自语地重复着一句话：‘世界就是这样结束的，不是伴着一声巨响，而是伴着一声呜咽。”’ 今天，他对那天下午发生的事有了不同的看法。

与爱丁顿的争论还持续了几年时间，这使钱德拉塞卡失去了在英国取得一个有任期职位的任何机会。最后，他终于明白应该完全放弃这个研究课题（不过，这两位都十分出色的人终生都保持着友谊）。他相信自已的理论，但别人不相信。所以，在1937年他到了芝加哥大学以后不久，他把他的理论写进了一本书里，并不再去理会它。

他改弦易辙，开始研究星体在星系中的几率分布，并发现了被称之为动力学摩擦的奇怪特性——即任何星体在穿越另外一个星系时，由于它四周星体的引力作用，它的速度将会降低。然后，他又转而考虑：天为什么是蓝包的？这个问题的简单答案是：大气的分子允许其他颜色的光通过，但将波长短的蓝色光散射开。这个结论在上一个世纪被英国的瑞利爵士发现，但瑞利本人及后来的物理学家们没有能够找到精确的数学方法，以计算光是如何被散射的。在本世纪40年代中期，钱德拉塞卡找到了这个精确的数学方法。对此，钱德拉褰卡十分满意，以至他决定此后将不断地更换研究领域。

接下去他研究了许多课题：磁场中热流体的行为，旋转物体的稳定性，广义相对论，最后，他又回到了黑洞，但这次他从一种完全不同的角度研究它。他现在感到十分幸运，幸亏当年他被赶出原来研究的专业。

“假定当时爱丁顿同意自然界有黑洞，”说到这儿钱德拉塞卡停顿了一下，考虑如何把这个见解表达得尽可能准确。

“推测是非常困难的。如果爱丁顿当时承认了黑洞理论，他将会使这整个领域变成一个引人注目的研究领域，黑洞的许多性质将会提前20到30年被人们发现，不难想象，理论天文学将会大不相同。但这种判断不该由我来作——喏，我想我可以说，这种结局对天文学是有益处的。” “但我不认为对我个人有益。爱丁顿的赞美之词将使我那时在科学界的地位有根本的改变，我会在天文学界里大有名气。但我的确不知道，在那种诱惑的魔力面前我会怎么样。” “有多少年轻人在功成名就之后，还能长久保持青春活力呢？即使是20年代里对量子力学做过伟大贡献的科学家——我指的是狄拉克、海森伯、福勒——他们也未能始终如一。即使是麦克斯韦和爱因斯坦，也同样未能始终如一。”

“当你讨论一位伟大的艺术家或作家的作品时，总会认定这些作品有一个从早期、中期到成熟期的发展过程。艺术家的本领越来越精，使他们最终能处理十分棘手的难题。

“现在我们来看一看，为什么科学家不能使他们的思想越来越精呢？

“由于缺乏更合宜的词，我只能说，似乎是人们对大自然逐渐产生了一种傲慢的态度。这些人曾经具有伟大的洞察力，做出过意义重大的发现。此后，他们就相信，他们能在一个领域里取得如此辉煌的胜利，说明他们有一种看待科学的特殊方法，而且这种方法一定是正确的。但是，科学并不承认这种不切实际的想法。大自然曾一次又一次地表明，作为大自然基础的各种真理，比最聪明的科学家更加强大和有力。”