Eddington se distinguió en matemáticas
en Cambridge, siendo el primero de su clase en 1904. A partir de 1913 fue
profesor de astronomía en Cambridge.
La contribución principal de Eddington
a la astronomía procede de sus investigaciones teóricas sobre el interior de
las estrellas. La densidad del Sol, y seguramente la de las estrellas en
general, es considerablemente inferior a la Tierra, y existen razones para
creer que el Sol es gaseoso en su totalidad. Estas eran las cuestiones que
tenía Eddington sobre la mesa, el problema surgía, por tanto, al intentar dar
una explicación de qué era lo que mantenía al gas sin contraerse bajo la
tremenda fuerza de la gravedad y convertirse en una masa diminuta y compacta,
algo parecido a las enanas blancas que Adams acababa de descubrir.
Eddington decidió que la fuerza
expansiva del calor y de la presión de la radiación contrarrestaba la fuerza de
contracción de la gravedad. Puesto que la presión de la materia estelar aumenta
rápidamente con la profundidad, la presión de radiación que contrarreste dicho
efecto tiene que aumentar también, y la única manera de que esto ocurra es por
medio de un aumento de temperatura. Al principio de los años veinte Eddington
demostró de manera bastante convincente que el aumento de temperatura requerido
era tal que en el interior de Sol debería alcanzar un valor de millones de
grados.
Esto hacía difícil el ver cómo el
sistema solar se había podido formar de manera catastrófica con trozos de
materia desprendida del Sol al paso de una estrella, como defendían Chamberlain
y Jeans. A la temperatura de la superficie solar la materia podría condensarse,
pero en el interior del Sol, según la temperatura que Eddington demostró que
debería existir, la materia solo podría dilatarse violentamente para
convertirse en gas volátil. Nunca podría condensarse para formar los planetas.
Las temperaturas de millones de grados
existentes dentro del Sol resultarían muy importantes durante la década
siguiente cuando los procesos nucleares desarrollados por Bethe dieron poder al
Sol y a las otras estrellas.
Eddington prosiguió sus trabajos
demostrando que cuanto mayor era la masa de una estrella mayores eran las
presiones existentes en su interior y mayores las temperaturas y las presiones
de radiación contrarrestadoras. Como consecuencia de esto la estrella era más
luminosa. En 1924, Eddington anunció la ley de la masa y la luminosidad.
Prosiguió diciendo que, al aumentar la
masa de una estrella, la fuerza expansiva de la presión de radiación aumenta
muy rápidamente. Con masas cincuenta veces mayores que la del Sol, la fuerza de
la presión de la radiación sería lo suficientemente grande para que la estrella
hiciera explosión, por lo cual coexisten estrellas de masa muy grande. (Diremos
que hay estrellas extremadamente grandes desde el punto de vista del volumen,
pero están dilatadas y su masa no pasa de los límites de Eddington. Algunas
estrellas, al borde de la estabilidad, sufren pulsaciones, llamándolas
variables cefeidas. Eddington desarrolló una explicación teórica del
comportamiento de tales estrellas.)
Chandrasekhar dio un importante papel
de la evolución estelar a la fuerza de disrupción de la presión de radiación.
Eddington fue uno de los primeros,
junto con Russell y Whitehead, en apreciar la importancia de la teoría de la
relatividad de Einstein. Fue uno de los observadores del eclipse total que en
1919 abrió el camino para establecer definitivamente dicha teoría.
Eddington fue el autor de un cierto
número de libros sobre astronomía para el lector no especializado. Tuvieron
especial eco durante los años veinte y treinta y en particular el titulado The Expanding Universe, publicado en
1933.
Toda una generación de jóvenes, y no
tanto, se puso en contacto con Einstein a través de Eddington y de su obra.
Eddington fue condecorado
en 1930.
