Arthur Eddington

Arthur Eddington
Rođenje	(1882-12-28) 28. decembar 1882.
Akademski savjetnici	E. T. Whittaker Alfred North Whitehead Ernest William Barnes Robert Alfred Herman
Istaknuti studenti	Subrahmanyan Chandrasekhar Leslie Comrie Hermann Bondi
Istaknute nagrade	Royal Society Royal Medal (1928) Smith's Prize (1907) RAS Gold Medal (1924) Henry Draper Medal (1924) Bruce Medal (1924) Knight Bachelor (1930) Order of Merit (1938)

Sir Arthur Stanley Eddington OM FRS (28. decembar 1882 – 22. novembar 1944) je bio engleski astronom, fizičar i matematičar. Bio je i filozof nauke i popularizator nauke. Eddingtonova granica, prirodna granica sjaja zvijezda, ili radijacija stvorena akrecijom na kompaktnom objektu, nazvana je u njegovu čast.

Oko 1920. godine nagovijestio je otkriće i mehanizam procesa nuklearne fuzije u zvijezdama, u svom radu "Unutrašnja konstitucija zvijezda". U to vrijeme, izvor zvjezdane energije bio je potpuna misterija; Eddington je bio prvi koji je ispravno spekulisao da je izvor fuzija vodika u helij.

Eddington je napisao niz članaka koji su najavili i objasnili Einsteinovu teoriju opće relativnosti engleskom govornom području. Prvi svjetski rat je prekinuo mnoge linije naučne komunikacije, a novi razvoji u njemačkoj nauci nisu bili dobro poznati u Engleskoj. On je također vodio ekspediciju za promatranje pomračenja Sunca 29. maja 1919. godine, što je pružilo jednu od najranijih potvrda opće teorije relativnosti, a postao je poznat po svojim popularnim izlaganjima i tumačenjima teorije.

Oko 1920. godine anticipirao je otkriće i mehanizam procesa nuklearne fuzije u zvijezdama, u svom radu "Unutrašnja konstitucija zvijezda". U to vrijeme, izvor zvjezdane energije bio je potpuna misterija; Eddington je ispravno spekulisao da je izvor fuzija vodonika u helijum, oslobađajući ogromnu energiju prema Ajnštajnovoj jednačini E = mc² . Ovo je bio posebno izvanredan razvoj jer u to vrijeme fuzija i termonuklearna energija, pa čak ni činjenica da se zvijezde uglavnom sastoje od vodika (vidi metaličnost ), još nisu bile otkrivene. Eddingtonov rad, zasnovan na tadašnjem saznanju, obrazložio je sljedeće:

1. Vodeća teorija zvjezdane energije, hipoteza kontrakcije, trebala bi uzrokovati vidljivo ubrzanje rotacije zvijezda zbog očuvanja ugaonog momenta. Ali posmatranja promjenljivih zvijezda Cefeida pokazala su da se to ne dešava.
2. Jedini drugi poznati mogući izvor energije bila je konverzija materije u energiju; Ajnštajn je nekoliko godina ranije pokazao da je mala količina materije ekvivalentna velikoj količini energije.
3. Francis Aston je također nedavno pokazao da je masa atoma helija bila oko 0,8% manja od mase četiri atoma vodika koji bi, u kombinaciji, formirali atom helija, sugerirajući da bi, ako bi se takva kombinacija mogla dogoditi, ona bi oslobodila značajnu energiju kao nusproizvod.
4. Kada bi zvijezda sadržavala samo 5% topljivog vodika, bilo bi dovoljno objasniti kako su zvijezde dobile svoju energiju. (Sada znamo da većina "običnih" zvijezda sadrži daleko više od 5% vodika. )
5. Dalji elementi bi također mogli biti fuzionisani, a drugi naučnici su spekulisali da su zvijezde "lonac" u kome se lahki elementi kombinuju da bi stvorili teške elemente, ali bez preciznijih mjerenja njihovih atomskih masa ništa se više nije moglo reći u to vrijeme.

Sve ove spekulacije su se pokazale tačnim u narednim decenijama.

Sa ovim pretpostavkama, on je pokazao da unutrašnja temperatura zvijezda mora biti milione stepeni. Godine 1924. otkrio je odnos masa-svjetlost za zvijezde (vidi: Lecchini, Stefano, "How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass–Luminosity Relation" Bern Studies in the History and Philosophy of Science, pp. 224. (2007)).

Uprkos nekim neslaganjima, Eddingtonovi modeli su na kraju prihvaćeni kao moćno oruđe za dalja istraživanja, posebno u pitanjima evolucije zvijezda. Potvrda njegovih procijenjenih zvjezdanih prečnika od strane Michelsona 1920. godine pokazala se ključnom u uvjeravanju astronoma koji nisu navikli na Eddingtonov intuitivni, istraživački stil.

Edingtonova teorija pojavila se u zrelom obliku 1926. godine kao The Internal Constitution of the Stars, koja je postala važan tekst za obuku cijele generacije astrofizičara.