Артур Эддингтон

Сэр Артур Стэнли Эддингтон (англ. sir Arthur Stanley Eddington; 28 декабря 1882, Кендал, Уэстморленд (ныне Камбрия), Великобритания – 22 ноября 1944, Кембридж, Великобритания) – английский астроном и физик, член Лондонского королевского общества (1914).
Родился в Кендал (Уэстморленд). В 1898-1902 учился в Оуэнс-колледже, в 1905 году окончил Тринити-колледж Кембриджского университета. В 1906-1913 работал старшим ассистентом Гринвичской обсерватории; в 1913-1944 – профессор астрономии, с 1914 – директор обсерватории Кембриджского университета.
Получил ряд основных результатов в таких областях астрофизики, как внутреннее строение звезд и строение их атмосфер, пульсации звезд, состояние межзвездной материи, движение и распределение звезд в Галактике. Внес существенный вклад в интерпретацию и разработку теории относительности Эйнштейна, в космологию. Ранние работы (1906-1914) посвящена проблемам звездных движений и распределения звезд. Выполнил статистический анализ собственных движений звезд, подтвердивший существование двух потоков зрение, оценил их направления и численность. Изучил пространственное распределение звезд разным спектральных классов, планетарных и газовых туманностей, рассеянных скоплений. Эти работы были подведены ним в опубликована в 1914 году книге «Движения звезд и строение Вселенной». В последующие годы выполнил пионерские исследования по теории внутреннего строения звезд. В них он основывался на представлении, что перенос энергии из внутренних областей звезды во внешние осуществляется преимущественно излучением, а не конвекцией. Разработал модель звезды (стандартная модель Эддингтона), механическая равновесие которой определяется балансом между силой тяжести и газовым и лучистым давлением. 1924 года на ее основе дал теоретическую интерпретацию соотношения масса – светимость. Рассчитал верхнюю теоретический предел массы звезды на основе разработанной им теории лучистого давления в недрах звезд. Показал существование обусловленной давлением излучения во внешних слоях звезды предельной светимости звезд заданной массы. Впервые указал на важность того факта, что вещество в звездах почти полностью ионизирована. Из этого следовало, что ее можно рассматривать как идеальный газ, причем не только в гигантах, имеющих низкую плотность, но и в карликах. Рассчитал диаметры некоторых красных гигантов, впоследствии подтверждены интерферометрический измерениями Ф. Г. Пиза и Дж.Андерсона. Из подобных расчетов для карликового спутника Сириуса получил оценку его плотности (50 000 г / см 3). Выявление таких высоких плотностей в звездах послужило толчком для развития физики сверхплотного газа. Выполнил расчеты центральной температуры и плотности других типов звезд. 1926 года было опубликовано одно из важнейших трудов Эддингтона – «Внутреннее строение звезд». В книге обобщены все исследования по этому вопросу и обозначены пути дальнейшего развития теории.
В течение многих лет несколько раз обращался к проблемам физики пульсирующих звезд. В 1918-1919 опубликовал две работы, посвященные проблеме пульсаций, которые выдвинули пульсационную гипотезу в разряд важнейших теорий звездной переменности, таким образом была окончательно отвергнута гипотеза двойственности, привлеченной для объяснения переменности цефеид. Рассмотрел теорию адиабатических пульсаций газовой звезды, имеющей заданное распределение плотности, и решил уравнения, описывающие пульсации крупнейшего периода в случае стандартной модели. 1941 устранил одну из трудностей, которые оставались в теории пульсаций, – доказал, что рассеяние энергии в поверхностных слоях вследствие теплопроводности, излучения и конвекции должно вызывать наблюдаемый сдвиг фазы между кривыми блеска и лучевых скоростей.
Исследовал важные вопросы физики звездных атмосфер. Развил теорию образования линий поглощения, продолжив работы А. Шустера и К. Шварцшильда. Одновременно с Е. А. Милном предложил модель их образования, учитывающий тот факт, что линии и непрерывный спектр формируются совместно, в одних и тех же слоях (модель Милна – Эддингтона). Теория Эддингтона позволила объяснить многие особенности наблюдаемых интенсивностей линий. 1926 впервые убедительно доказал, что узкие стационарные линии ионизированного кальция в спектрах некоторых горячих звезд имеют межзвездную природу и возникают в газе, не связанном со звездой, в межзвездных облаках. Исследовал состав и физические характеристики межзвездного вещества, рассчитал ее температуру и плотность. Указал на возможность приближенной оценки расстояния до звезды по интенсивности межзвездных линий поглощения в ее спектре.
Эддингтон одним из первых осознал значение и революционный характер теории относительности. По словам А. Эйнштейна, Эддингтон был лучшим интерпретатором общей теории относительности. Он осуществил первую экспериментальную проверку одного из предсказаний этой теории – во время полного затмения Солнца 1919 выявил отклонения лучей света звезд в поле тяготения Солнца.
В последние годы жизни много работал над созданием теории, которая объединила бы квантовую физику и теорию относительности. Новая теория, названная им фундаментальной, должна объяснить физическую картину мира из единого взгляда, и из нее, в частности, должны быть получены, как логически неизбежны, значения мировых постоянных. Трудности в решении такой задачи были огромные, многие явления ядерной физики в то время не были еще известны и многие элементарных частиц не был открыт. Эти работы Эддингтона остались незавершенными и были собраны в опубликованной в 1946 под редакцией Э. Т. Уиттекер книге «Фундаментальная теория».
Член многих академий наук и научных обществ, иностранный член-корреспондент АН СССР (1923), президент Лондонского королевского астрономического общества (1921-1923), Лондонского физического общества (1930-1932), Международного астрономического союза (1938-1944).
Лондонское королевское астрономическое общество учредило и присуждает ежегодно медаль имени А. С. Эддингтона за работы в области астрофизики.

Награды


Назван в его честь


Общественные должности