Астронет: "Астрономы" Эддингтон Артур Стэнли http://variable-stars.ru/db/msg/eid/abio2_eDDINGTON

Английский астроном и физик, член Лондонского королевского об-ва (1914). Р. в Кендале (Уэстморленд). В 1898-1902 учился в Оуэнс-колледже, в 1905 окончил Тринити-колледж Кембриджского ун-та. В 1906-1913 работал старшим ассистентом в Гринвичской обсерватории; в 1913-1944 - профессор астрономии, с 1914 - директор обсерватории Кембриджского ун-та.

Получил ряд основополагающих 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) посвящены проблемам звездных движений и распределения звезд. Выполнил статистический анализ собственных движений звезд, подтвердивший существование двух потоков звезд, оценил их направления и численность. Изучил пространственное распределение звезд различных спектральных классов, планетарных и газовых туманностей, рассеянных скоплений. Эти работы были им подытожены в опубликованной в 1914 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 главным образом излучением, а не конвекцией. Разработал модель звезды (стандартная модель Эддингтона), механическое равновесие которой определяется балансом между силой тяжести и силами газового и лучистого давления. В 1924 на ее основе дал теоретическую интерпретацию соотношения масса - светимость. Рассчитал теоретический верхний предел массы звезды на основе разработанной им теории лучистого давления в недрах звезд. Показал существование обусловленной давлением излучения в наружных слоях звезды предельной светимости у звезды заданной массы. Впервые указал на важность того факта, что вещество в звездах почти полностью ионизовано. Из этого следовало, что оно может рассматриваться как идеальный газ, причем не только в гигантах, обладающих низкой плотностью, но и в карликах. Рассчитал диаметры некоторых красных гигантов, впоследствии подтвержденные интерферометрическими измерениями Ф. Г. Пиза и Дж. Андерсона. Из подобных расчетов для карликового спутника Сириуса получил оценку его плотности (50 000 г/см³). Обнаружение столь высоких плотностей в звездах послужило толчком для развития физики сверхплотного газа. Выполнил расчеты центральных температур и плотностей других типов звезд. В 1926 был опубликован один из важнейших трудов Эддингтона - «Внутреннее строение звезд». В этой книге обобщены все исследования по данному вопросу и указаны пути дальнейшего развития теории.

На протяжении 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; тем самым была окончательно отвергнута гипотеза двойственности, привлекавшаяся для объяснения переменности цефеид. Рассмотрел теорию адиабатических пульсаций газовой звезды, имеющей заданное распределение плотности, и решил уравнения, описывающие пульсации наибольшего периода в случае стандартной модели. В 1941 устранил одну из трудностей, остававшихся в теории пульсаций,- показал, что рассеяние энергии в поверхностных слоях вследствие теплопроводности, излучения и конвекции должно вызывать наблюдаемый сдвиг фазы между кривыми блеска и лучевых скоростей.

Рассмотрел важные вопросы физики звездных атмосфер. Развил теорию образования линий поглощения, продолжив работы А. Шустера и К. Шварцшильда. Одновременно с Э. А. Милном предложил модель их образования, учитывающую 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. В 1926 впервые убедительно показал, что стационарные узкие линии ионизованного кальция в спектрах некоторых горячих звезд имеют межзвездную природу и возникают в газе, не связанном со звездой, а находящемся в межзвездных облаках. Исследовал состав и физические характеристики межзвездного вещества, рассчитал его 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 Эйнштейна. 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 в 1919 обнаружил отклонение лучей света звезд в поле тяготения Солнца. В переводе на русский язык в 1934 вышла в свет его книга «Теория относительности».

В последние годы жизни много работал над созданием теории, которая объединила бы квантовую физику и теорию относительности. Новая теория, названная им фундаментальной, должна была объяснить физическую картину мира с единой точки зрения, и из нее, в частности, должны были быть получены, как логически неизбежные, значения мировых постоянных. Трудности в решении такой задачи были огромны, многие явления ядерной физики в то время не были еще известны и многие элементарные частицы не были открыты. Эти работы Эддингтона остались незавершенными и были собраны в опубликованной в 1946 под редакцией Э. Т. Уиттекера книге «Фундаментальная теория».

Член многих академий наук и научных обществ, иностранный чл.-кор. АН СССР (1923), президент Лондонского королевского астрономического об-ва (1921-1923), Лондонского физического об-ва (1930-1932), Международного астрономического союза (1938-1944).

Королевская медаль Лондонского королевского об-ва (1928).

Лондонское королевское астрономическое об-во учредило присуждаемую ежегодно медаль им. А. С. Эддингтона за работы в области астрофизики. [209, 221]