Fue un astrónomo, físico y matemático inglés. También fue filósofo y divulgador científico. El límite de Eddington , el límite natural de la luminosidad de las estrellas, o la radiación generada por la acreción sobre un objeto compacto, recibe su nombre en su honor.

Alrededor de 1920, predijo el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en estrellas, en su artículo "

La constitución interna de las estrellas".

En ese momento la fuente de energía estelar era un completo misterio; Eddington fue el primero en especular correctamente que la fuente era la fusión de hidrógeno en helio .

Eddington escribió varios artículos que anunciaban y explicaban la teoría de la relatividad general de Einstein al mundo angloparlante.

La Primera Guerra Mundial había interrumpido muchas vías de comunicación científica, y los nuevos avances de la ciencia alemana eran poco conocidos en Inglaterra.

También dirigió una expedición para observar el eclipse solar del 29 de mayo de 1919 en la Isla Príncipe , que proporcionó una de las primeras confirmaciones de la relatividad general, y se hizo famoso por sus populares exposiciones e interpretaciones de la teoría.

En 1893, Eddington ingresó en la Escuela Brynmelyn.

Demostró ser un estudiante muy capaz, especialmente en matemáticas y literatura inglesa.

Su desempeño le valió una beca para el Owens College de Manchester (que posteriormente se convertiría en la Universidad de Manchester ), en 1898, al que pudo asistir, habiendo cumplido 16 años ese mismo año.

Cursó el primer año un curso general, pero se dedicó a la física durante los tres años siguientes.

Eddington recibió una gran influencia de sus profesores de física y matemáticas, Arthur Schuster y Horace Lamb .

matemático cuáquero J. W. Graham.

Su progreso fue rápido, lo que le valió varias becas, y se graduó con una licenciatura en física con honores de primera clase en 1902.

Su tutor en Cambridge fue Robert Alfred Herman y, en 1904, Eddington se convirtió en el primer estudiante de segundo año en obtener el puesto de Senior Wrangler .

Tras obtener su maestría en 1905, comenzó a investigar sobre la emisión termoiónica en el Laboratorio Cavendish .

Esto no le fue bien, y mientras tanto, dedicó tiempo a enseñar matemáticas a estudiantes de primer año de ingeniería.

Este paréntesis fue breve.

En enero de 1906, Eddington fue nominado para el puesto de asistente principal del Astrónomo Real en el Real Observatorio de Greenwich .

Se puso a trabajar en un análisis detallado de la paralaje de 433 Eros en placas fotográficas que había comenzado en 1900.

Desarrolló un nuevo método estadístico basado en la deriva aparente de dos estrellas de fondo, lo que le valió el Premio Smith en 1907.

El premio le valió una beca del Trinity College, Cambridge. En diciembre de 1912, Eddington fue ascendido a su cátedra como Profesor Plumian de Astronomía y Filosofía Experimental a principios de 1913.

Más tarde ese año, Eddington fue nombrado director de todo el Observatorio de Cambridge al año siguiente.

En mayo de 1914 fue elegido miembro de la Royal Society : recibió la Medalla Real en 1928 y pronunció la Conferencia Bakeriana en 1926.

Eddington también investigó el interior de las estrellas a través de la teoría y desarrolló la primera comprensión verdadera de los procesos estelares.

Comenzó esto en 1916 con investigaciones de posibles explicaciones físicas para las estrellas variables cefeidas .

Empezó ampliando el trabajo anterior de Karl Schwarzschild sobre la presión de radiación en los modelos politrópicos de Emden .

Estos modelos trataban una estrella como una esfera de gas sostenida contra la gravedad por la presión térmica interna, y una de las principales adiciones de Eddington fue demostrar que la presión de radiación era necesaria para evitar el colapso de la esfera.

Desarrolló su modelo a pesar de carecer conscientemente de bases sólidas para comprender la opacidad y la generación de energía en el interior estelar.

Sin embargo, sus resultados permitieron el cálculo de la temperatura, la densidad y la presión en todos los puntos dentro de una estrella ( anisotropía termodinámica ), y Eddington argumentó que su teoría era tan útil para futuras investigaciones astrofísicas que debería conservarse a pesar de no estar basada en la física completamente aceptada. James Jeans aportó la importante sugerencia de que la materia estelar seguramente estaría ionizada , pero ese fue el final de cualquier colaboración entre ambos, que se hicieron famosos por sus animados debates.

Eddington defendió su método señalando la utilidad de sus resultados, en particular su importante relación masa-luminosidad .

Esto tuvo el inesperado resultado de demostrar que prácticamente todas las estrellas, incluyendo gigantes y enanas , se comportaban como gases ideales .

En el proceso de desarrollo de sus modelos estelares, buscó revolucionar el pensamiento actual sobre las fuentes de energía estelar.

Jeans y otros defendieron el mecanismo de Kelvin-Helmholtz , basado en la mecánica clásica, mientras que Eddington especuló ampliamente sobre las consecuencias cualitativas y cuantitativas de los posibles procesos de aniquilación protón-electrón y fusión nuclear.

Alrededor de 1920, anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en estrellas en su artículo "

La Constitución Interna de las Estrellas En aquel entonces, la fuente de energía estelar era un completo misterio;

Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según la ecuación de Einstein E = mc2 .

Este fue un avance particularmente notable , ya que en aquel entonces aún no se habían descubierto la fusión y la energía termonuclear, e incluso el hecho de que las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno

. El artículo de Eddington, basado en los conocimientos de la época, argumentaba que:

La teoría principal de la energía estelar, la hipótesis de la contracción (cf. el mecanismo de Kelvin-Helmholtz), debería causar una aceleración visible de la rotación de las estrellas debido a la conservación del momento angular .

Sin embargo, las observaciones de estrellas variables cefeidas demostraron que esto no estaba sucediendo.

La única otra fuente plausible de energía conocida era la conversión de materia en energía;

Einstein había demostrado algunos años antes que una pequeña cantidad de materia equivalía a una gran cantidad de energía.

Francis Aston también había demostrado recientemente que la masa de un átomo de helio era aproximadamente un 0,8% menor que la masa de los cuatro átomos de hidrógeno que, combinados, formarían un átomo de helio, lo que sugiere que si tal combinación pudiera ocurrir, liberaría una energía considerable como subproducto.

Si una estrella contuviera tan solo un 5% de hidrógeno fusible, bastaría para explicar cómo obtenían su energía. (Ahora sabemos que la mayoría de las estrellas "ordinarias" contienen mucho más del 5% de hidrógeno).

También podrían fusionarse más elementos, y otros científicos habían especulado que las estrellas eran el "crisol" en el que los elementos ligeros se combinaban para crear elementos pesados, pero sin mediciones más precisas de sus masas atómicas no se podía decir nada más en ese momento.

Todas estas especulaciones resultaron ser correctas en las décadas siguientes.

Con estas suposiciones, demostró que la temperatura interior de las estrellas debe ser de millones de grados.

En 1924, descubrió la relación masa-luminosidad para las estrellas

. A pesar de algunos desacuerdos, los modelos de Eddington fueron finalmente aceptados como una poderosa herramienta para futuras investigaciones, particularmente en cuestiones de evolución estelar.

La confirmación de sus diámetros estelares estimados por Michelson en 1920 resultó crucial para convencer a los astrónomos no acostumbrados al estilo intuitivo y exploratorio de Eddington.

La teoría de Eddington apareció en forma madura en 1926 como La constitución interna de las estrellas , que se convirtió en un texto importante para la formación de toda una generación de astrofísicos.

El trabajo de Eddington en astrofísica a finales de la década de 1920 y en la de 1930 continuó su investigación sobre la estructura estelar y precipitó nuevos enfrentamientos con Jeans y Edward Arthur Milne .

Un tema importante fue la extensión de sus modelos para aprovechar los avances de la física cuántica , incluyendo el uso de la física de degeneración para describir las estrellas enanas.

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