Arthur Eddington
Elämäkerta > Tähtitiede

Vuoden 1905 lopulla Eddington nimitettiin Kuninkaallisen tähtitieteilijän yliassistentiksi Greenwichin tähtitorniin. Seuraavassa kuussa hän muutti Cambridgestä Greenwichiin. Hän sai tehtäväkseen analysoida yksityiskohtaisesti 433 Eros -asteroidin parallaksia vuodesta 1900 lähtien otettujen valokuvien pohjalta. Hän kehitti uuden tilastollisen menetelmän, joka perustui kahden taustalla olevan tähden näennäiseen siirtymiseen, ja siitä hän sai Smithin palkinnon vuonna 1907. Samalla hän sai dosentin viran Cambridgen Trinity Collegessa. Joulukuussa 1912 George Darwin, Charles Darwinin poika, kuoli äkillisesti, ja seuraavan vuoden alussa Eddington nimitettiin hänen seuraajakseen tähtitieteen ja kokeellisen filosofian professorina. Myöhemmin vuonna 1913 kuoli myös teoreettisen tähtitieteen ja geometrian professori Robert Ball, ja seuraavana vuonna Eddington nimitettiin koko Cambridgen tähtitornin johtajaksi. Vuonna 1914 hänet valittiin Royal Societyn jäseneksi, ja hän sai seuran Royal Medalin vuonna 1918. Vuonna 1926 hän piti seuran Bakerin luennon.
Eddington tutki teoreettisesti myös tähtien sisuksia, mikä johti ensimmäisen kerran tähdissä tapahtuvien prosessien ymmärtämiseen. Hän aloitti tämän vuonna 1906 yrittämällä keksiä mahdollisia fysikaalisia selityksiä kefeidien kirkkauden vaihteluille. Hänen teoreettiset tutkimuksensa osoittivat, että kefeidin säteen vaihteluväli on kääntäen verrannollinen sen keskimääräisen tiheyden neliöjuureen.
Hän aloitti tutkimuksensa laajentamalla Karl Schwarzschildin aikaisempia säteilypainetta koskevia tutkimuksia Emdenin poly­trooppisten mallien perusteella. Nämä mallit käsittelevät tähteä kaasu­pallona, jonka sisällä kaasun paine tasa­painottaa gravitaation. Eddington täydensi teoriaa osoittamalla, että myös säteilynpaine on välttämätön, jotta tähti ei oman gravitaationsa vuoksi luhistuisi kokoon. Hän osoitti, että säteilynpaineen ja kaasunpaineen suhde on tähden sisällä joka kohdassa sama.
Hän kehitti mallinsa tietäen, ettei tähden sisustan läpi­näkyvyydelle ja energian­tuotannolle tunnettu vielä tyydyttävää selitystä. Kuitenkin hänen tuloksensa tekivät mahdolliseksi laskea lämpötilan, tiheyden ja paineen jokaisessa pisteessä tähden sisällä, ja Eddington väitti, että hänen teoriansa olisi niin hyödyllinen astro­fysiikan jatko­tutkimusten kannalta, että se oli hyväksyttävä, vaikkei se kaikilta osin perustunutkaan tunnettuun fysiikkaan. James Jeans esitti huomattavan lisä­oletuksen, että tähden aine olisi varmasti ionisoitunutta, mutta tähän Eddingtonin ja Jeansin yhteistyö päättyi, sillä he tulivat tunnetuiksi jatkuvista keskinäisistä väittelyistään.
Eddington puolusti menetelmiään korostamalla tulostensa hyödyllisyyttä, etenkin tähden massan ja luminositeetin välisen yhteyden. Tämä johti odottamatta tulokseen, että lähes kaikki tähdet, niin jättiläiset kuin kääpiötkin, käyttäytyvät ideaalikaasun tavoin. Kehittäessään tähtimalleja hän yritti kumota vallalla olevan käsityksen tähtien energianlähteistä. Jeans ja muut olivat yhä Kelvinin ja Helmholtzin mekanismin kannalla, joka perustui klassiseen mekaniikkaan, kun taas Eddington spekuloi laajalti sillä, mitä kvalitatiivisia ja kvantitatiivisia seurauksia olisi protonin ja elektronin annihilaatiolla tai atomiydinten fuusioprosesseilla.
Näillä oletuksilla hän osoitti, että tähtien sisustan lämpötilan on oltava useita miljoonia asteita. Vuonna 1924 hän keksi pääsarjan tähtien massan ja luminositeetin välisen relaation. Eräistä vastaväitteistä huolimatta Eddingtonin mallit hyväksyttiin pian jatkotutkimusten pohjaksi varsinkin tähtien kehitystä koskevissa teorioissa. Kun Michelson vuonna 1920 vahvisti hänen arvionsa tähtien läpimitasta, tämä sai tähtitieteilijät vakuuttuneiksi, vaikka he eivät ennestään olleet tottuneet Eddingtonin intuitiiviseen selitystyyliin. Eddington julkaisi teoriansa kehitetyssä muodossa vuonna 1926 teoksessaan The Internal Constitution of the Stars, josta tuli tärkeä tietolähde kokonaiselle astrofyysikkojen sukupolvelle.
Eddington tutki myös tähtien ominaisliikettä ja niiden jakautumista avaruudessa, tähti­virtoja ja tähti­järjestelmien dynamiikkaa.
Ensimmäisen maailmansodan aikana Eddinton joutui ankaraan kiistaan brittiläisten tähtitieteilijöiden ja muiden tiedemiesten kanssa. Monet tähtitieteilijät, ennen kaikkea H. H. Turner, olivat sitä mieltä, että kaikki yhteydenpito keskus­valtojen kanssa oli pysyvästi lopetettava sen vuoksi, miten ne olivat menetelleet sodassa. Eddington, joka kveekarina oli pasifisti, yritti pitää sota-ajan risti­riidat poissa tähtitieteestä. Hän pyysi toistuvasti brittiläisiä tiedemiehiä edelleen pitämään yllä sotaa edeltäneen ajan ystävyys­suhteita saksalaisten kollegojensa kanssa. Eddingtonille hänen pasifisminsa aiheutti sodan aikana vakavia vaikeuksia, varsinkin kun hänet kutsuttiin ase­velvollisena palvelukseen vuonna 1918. Hän ilmoitti olevansa vakaumuksellinen aseistakieltäytyjä, minkä aseman laki tunnustikin, mutta joutui yleisen mieli­piteen paheksumaksi. Vuonna 1918 hallitus yritti kieltää häneltä tämän aseman, ja vain kuninkaallisen tähti­tieteilijän ja muiden korkea-arvoisten henkilöiden pitkällisten vetoomusten ansiosta Eddington välttyi vankeus­tuomiolta.
Eddingtonin astrofysiikan tutkimukset 1920-luvun lopulla ja 1930-luvulla koskivat edelleen tähtien rakennetta ja johtivat uusiin kiistoihin Jeansin ja Edward Arthur Milnen kanssa. Erityisesti hän laajensi mallejaan käyttämällä hyväksi kvanttifysiikan kehitystä, mikä teki myös mahdolliseksi soveltaa degeneraatiota koskevien fysiikan tuloksia kääpiötähtien kuvailuun.