Arthur Stanley EDDINGTON
28.12.1882, Кендаль, Уестморленд — 22.11.1944

Английский астроном и физик, член Лондонского королевского общества (1914). В 1898—1902 годах учился в Оуэнс-колледже (теперь Манчестерский университет), в 1905 году окончил Тринити-колледж Кембриджского университета. В 1906—1913 годах работал старшим ассистентом в Гринвичской обсерватории; в 1913—1944 годах — профессор астрономии, с 1914 года — директор обсерватории Кембриджского университета.

Получил ряд основополагающих результатов в таких областях астрофизики, как внутреннее строение звёзд и строение их атмосфер, пульсации звёзд, состояние межзвёздной материи, движение и распределение звёзд в Галактике. Внёс существенный вклад в интерпретацию и разработку теории относительности Эйнштейна, в космологию. Ранние работы (1906—1914) посвящены проблемам звёздных движений и распределения звёзд. Выполнил статистический анализ собственных движений звёзд, подтвердивший существование двух потоков звёзд, оценил их направления и численность. Изучил пространственное распределение звёзд различных спектральных классов, планетарных и газовых туманностей, рассеянных скоплений. Эти работы были им подытожены в опубликованной в 1914 году книге „Движения звёзд и строение Вселенной“. В последующие годы выполнил пионерские исследования по теории внутреннего строения звёзд. 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 году на её основе дал теоретическую интерпретацию соотношения масса—светимость. Рассчитал теоретический верхний предел массы звезды на основе разработанной им теории лучистого давления в недрах звёзд. Показал существование обусловленной давлением излучения в наружных слоях звезды предельной светимости у звезды заданной массы. Впервые указал на важность того факта, что вещество в звёздах почти полностью ионизовано. Из этого следовало, что оно может рассматриваться как идеальный газ, причём не только в гигантах, обладающих низкой плотностью, но и в карликах. Рассчитал диаметры некоторых красных гигантов, впоследствии подтверждённые интерферометрическими измерениями Ф. Г. Пиза и Дж. Андерсона. Из подобных расчётов для карликового спутника Сириуса получил оценку его плотности (50 000 г/см³). Обнаружение столь высоких плотностей в звёздах послужило толчком для развития физики сверхплотного газа. Выполнил расчёты центральных температур и плотностей других типов звёзд. В 1926 году был опубликован один из важнейших трудов Эддингтона — „Внутреннее строение звёзд“. 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 звёзд. В 1918—1919 годах опубликовал две работы, посвящённые проблеме пульсаций, которые выдвинули пульсационную гипотезу в разряд важнейших теорий звёздной 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 году 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 звёздных 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 году впервые убедительно показал, что стационарные узкие линии ионизованного кальция в спектрах некоторых горячих звёзд имеют межзвёздную природу и возникают в газе, не связанном со звездой, а находящемся в межзвёздных облаках. Исследовал состав и физические характеристики межзвёздного вещества, рассчитал его температуру и плотность. Указал на возможность приближённой оценки расстояния до звезды по интенсивности межзвёздных линий поглощения в её спектре.

Эддингтон одним из первых осознал значение и революционный характер теории относительности Эйнштейна. По словам А. Эйнштейна, Эддингтон был лучшим интерпретатором обшей теории относительности. Он осуществил первую экспериментальную проверку одного из предсказаний этой теории — во время полного затмения Солнца в 1919 году обнаружил отклонение лучей света звёзд в поле тяготения Солнца. В переводе на русский язык в 1934 году 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 неё, 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 ещё известны и многие элементарные частицы не были открыты. Эти работы Эддингтона остались незавершёнными и были собраны в опубликованной в 1946 году под редакцией Э. Т. Уиттекера книге „Фундаментальная теория“.

Член многих академий наук и научных обществ, иностранный член-корреспондент АН СССР (1923), президент Лондонского королевского астрономического общества (1921—1923), Лондонского физического общества (1930—1932), Международного астрономического союза (1938—1944).

Королевская медаль Лондонского королевского общества (1928).

Лондонское королевское астрономическое общество учредило присуждаемую ежегодно медаль имени А. С. Эддингтона за работы в области астрофизики.

Ю. А. Храмов. Физики: Биографический справочник. — М.: Наука, 1983.
И. Г. Колчинский, А. А. Корсунь, М. Г. Родригес. Астрономы: Биографический справочник. — Киев: Наукова думка, 1977.

13(25).03.1886, Одесса — 10.10.1968, США

В 1904 году окончил с золотой медалью 2‑ю одесскую гимназию. Поступил на математическое отделение физико-математического факультета Новороссийского (Одесского) университета. Отучившись год в Новороссийском университете, следующие два года провёл в Германии: сначала в Гёттингенском, а потом в Мюнхенском университетах. В 1907 году вернулся в родной университет, через год окончил его и начал преподавать в первой в Российской империи еврейской гимназии с правами (гимназия М. М. Иглицкого).

В начале 1913 года стал приват-доцентом Казанского университета, в том же году защитил магистерскую диссертацию. В 1912 году выступил с докладом на Международном конгрессе математиков в Кембридже, посвящённом разложению на простые множители в квадратичных корпусах. В начале 1919 года вернулся в Одессу, где преподавал в Новороссийском университете вплоть до его закрытия в 1920 году. В 1920—1922 годах преподавал сначала в Физико-математическом институте, а затем в Институте народного образования, заведовал кафедрой математики и кабинетом чистой математики.

В 1922 году эмигрировал в США. C 1926 года преподавал в Мичиганском университете (г. Анн‑Арбор, США) и, проработав там 30 лет, вышел на пенсию заслуженным профессором.

Автор более 50 работ по основаниям математики, теории чисел, алгебре, геометрии и анализу. Основные работы относятся к векторному и тензорному анализу и их применениям к математическому анализу, дифференциальной геометрии, математической физике, теории относительности. В серии статей, написанных в 1920‑х годах, показал, что математические методы, которые А. Эйнштейн использовал в общей теории относительности для гравитации, можно использовать и для электромагнетизма. Сохранилась переписка Рабиновича с А. Эйнштейна, в которых последний одобряет и план исследований, и полученные результаты. Многолетний труд был суммирован в книге „Математика относительности“ (1950). В последние годы жизни работал над книгой, которую планировал назвать „Семь лекций по теории относительности“, но не завершил. За несколько месяцев до смерти вышла книга „Геометрия для учителей“.

И. Э. Рикун. Возвращение профессора Рабиновича // Альманах „Мория“. 2007. № 8.