Артур еддінгтон

Відео: Arthur Eddington - Video Learning - WizScience.com

сер Артур Еддінгтон (Англ. sir Arthur Stanley Eddington- 28 грудня 1882 році, Кендал, Вестморленд (нині Камбрія), Великобританія - 22 листопада 1944, Кембридж, Великобританія) - англійський астроном і фізик, член Лондонського королівського товариства (1914).
Народився в Кендал (Уестморленд). У 1898-1902 навчався в Оуенс-коледжі, в 1905 році закінчив Трініті-коледж Кембриджського університету. У 1906-1913 працював старшим асистентом Грінвічській обсерваторіі- в 1913-1944 - професор астрономії, з 1914 - директор обсерваторії Кембриджського університету.
Отримав ряд основних результатів у таких областях астрофізики, як внутрішню будову зірок і будова їх атмосфер, пульсації зірок, стан міжзоряної матерії, рух і розподіл зірок в Галактиці. Вніс істотний внесок в інтерпретацію і розробку теорії відносності Ейнштейна, в космологію. Ранні роботи (1906-1914) присвячена проблемам зіркових рухів і розподілу зірок. Виконав статистичний аналіз власних рухів зірок, що підтвердив існування двох потоків зір, оцінив їх напрямки та чисельність. Вивчив просторовий розподіл зірок різних спектральних класів, планетарних і газових туманностей, розсіяних скупчень. Ці роботи були підведені ним в опублікована в 1914 році книзі «Руху зірок і будову Всесвіту». У наступні роки виконав піонерські дослідження з теорії внутрішньої будови зірок. У них він грунтувався на уявленні, що перенесення енергії з внутрішніх областей зірки в зовнішні здійснюється переважно випромінюванням, а не конвекцією. Розробив модель зірки (Стандартна модель Еддінгтона), механічна рівновага якої визначається балансом між силою тяжіння і газовим і променистим тиском. 1924 року на її основі дав теоретичну інтерпретацію співвідношення маса - світність. Розрахував верхню теоретичну межу маси зірки на основі розробленої ним теорії променистого тиску в надрах зірок. Показав існування обумовленої тиском випромінювання в зовнішніх шарах зірки граничної світності зірок заданої маси. Вперше вказав на важливість того факту, що речовина в зірках майже повністю іонізована. З цього випливало, що її можна розглядати як ідеальний газ, причому не тільки в гігантах, що мають низьку щільність, але і в карликів. Розрахував діаметри деяких червоних гігантів, згодом підтверджені інтерферометричний вимірами Ф. Г. Піза і Дж.Андерсон. З подібних розрахунків для карликового супутника Сіріуса отримав оцінку його щільності (50 000 г / см 3). Виявлення таких високих щільності в зірках послужило поштовхом для розвитку фізики надщільного газу. Виконав розрахунки центральної температури і щільності інших типів зірок. 1926 року була опублікована одна з найважливіших праць Еддінгтона - «Внутрішня будова зірок». У книзі узагальнені всі дослідження з цього питання і визначені шляхи подальшого розвитку теорії.
Протягом багатьох років кілька разів звертався до проблем фізики пульсуючих зірок. У 1918-1919 опублікував дві роботи, присвячені проблемі пульсацій, які висунули пульсаційну гіпотезу в розряд найважливіших теорій зоряної змінності, таким чином була остаточно відкинута гіпотеза подвійності, залученої для пояснення змінності цефеїд. Розглянув теорію адиабатических пульсацій газової зірки, що має заданий розподіл щільності, і вирішив рівняння, що описують пульсації найбільшого періоду в разі стандартної моделі. Тисячу дев`ятсот сорок одна усунув одну з труднощів, які залишалися в теорії пульсацій, - довів, що розсіювання енергії в поверхневих шарах внаслідок теплопровідності, випромінювання і конвекції повинно викликати спостережуваний зсув фази між кривими блиску і променевих швидкостей.
Досліджував важливі питання фізики зоряних атмосфер. Розвинув теорію утворення ліній поглинання, продовживши роботи А. Шустера і К. Шварцшильда. Одночасно з Е. А. Милном запропонував модель їх освіти, що враховує той факт, що лінії і безперервний спектр формуються спільно, в одних і тих же шарах (Модель Мілна - Еддінгтона). Теорія Еддінгтона дозволила пояснити багато особливостей спостережуваних інтенсивностей ліній. 1926 вперше переконливо довів, що вузькі стаціонарні лінії іонізованого кальцію в спектрах деяких гарячих зірок мають міжзоряне природу і виникають в газі, не пов`язаному із зіркою, в міжзоряних хмарах. Досліджував склад і фізичні характеристики міжзоряної речовини, розрахував її температуру і щільність. Вказав на можливість наближеної оцінки відстані до зірки за інтенсивністю міжзоряних ліній поглинання в її спектрі.
Еддінгтон одним з перших усвідомив значення і революційний характер теорії відносності. За словами А. Ейнштейна, Еддінгтон був найкращим інтерпретатором загальної теорії відносності. Він здійснив першу експериментальну перевірку одного з пророцтв цієї теорії - під час повного затемнення Сонця 1919 виявив відхилення променів світла зірок в поле тяжіння Сонця.
В останні роки життя багато працював над створенням теорії, яка об`єднала б квантову фізику і теорію відносності. Нова теорія, названа ним фундаментальної, повинна пояснити фізичну картину світу з єдиного погляду, і з неї, зокрема, повинні бути отримані, як логічно неминучі, значення світових постійних. Труднощі у вирішенні такого завдання були величезні, багато явищ ядерної фізики в той час не були ще відомі і багато елементарних частинок не було відкрито. Ці роботи Еддінгтона залишилися незавершеними і були зібрані в опублікованій в 1946 під редакцією Е. Т. Уїттекер книзі «Фундаментальна теорія».


Член багатьох академій наук і наукових товариств, іноземний член-кореспондент АН СРСР (1923), президент Лондонського королівського астрономічного товариства (1921-1923), Лондонського фізичного товариства (1930-1932), Міжнародного астрономічного союзу (1938-1944).
Лондонське королівське астрономічне товариство заснувало і присуджує щорічно медаль імені А. С. Еддінгтона за роботи в області астрофізики.

нагороди




Названий на його честь


громадські посади


Увага, тільки СЬОГОДНІ!