Arthur Stanley Eddington Kimdir?

Doğum tarihi: 28 Aralık 1882, Kendal, Birleşik Krallık

Ölüm tarihi ve yeri: 22 Kasım 1944, Cambridge, Birleşik Krallık

Arthur Stanley Eddington Biyografi

Eddington, bir Somerset Quaker’ın, 1878’den 1884’teki ölümüne kadar Kendal’daki Stramongate Okulu’nun müdürü olan Arthur Henry Eddington’ın ve ataları yedi kuşaktır kuzeyli Quaker’lar olan Sarah Ann Shout’un oğluydu. Kocasının ölümünün ardından Bayan Eddington, henüz iki yaşında olmayan Arthur Stanley’i ve altı yaşındaki kızı Winifred’i Weston-super-Mare’deki evlerini yaptıkları Somerset’e geri götürdü. Bu sakin Quaker evinin atmosferinde çocuk büyüdü. Hayatı boyunca bir Quaker olarak kaldı.
Eddington’ın eğitimi şanslıydı. Bir günlük çocukken gittiği Brynmelyn Okulu’nun, kendisine doğa tarihine büyük bir ilgi, iyi bir edebiyat sevgisi ve matematikte muhteşem bir temel kazandıran olağanüstü yetenekli üç öğretmeni vardı. Doğası gereği çekingen ve çalışkan olan Eddington fiziksel olarak da aktifti, hem kriket hem de futbolda ilk on birde oynuyor ve Mendip Tepeleri’nde uzun bisiklet gezintilerinin tadını çıkarıyordu . On altı yaşına gelmeden, Owen’s College’a (şimdi Manchester Üniversitesi) bir giriş bursu kazandı ve burada yine öğretmenleri -fizikte Arthur Schuster ve matematikte Horace Lamb- şanslıydı. 1902 sonbaharında, giriş bursuyla Eddington, Cambridge’deki Trinity College’a yerleşti.
Matematiksel muhakemenin hem mantığını hem de zarafetini vurgulayan seçkin koç RA Herman’ın rehberliğinde matematiğe iki yıl yoğun bir şekilde odaklandıktan sonra, Eddington 1904’te tripos sınavlarının on dört kağıdına girdi. , ikinci sınıf bir erkeğin bu ayrıcalığa ilk kez ulaştığı zaman. 1905’te derecesini aldı ve öğrencilere uygulamalı matematikte koçluk yapmaya ve sonraki dönemde trigonometri dersi vermeye başladı.
Şubat 1906’da Eddington, Greenwich Kraliyet Gözlemevi’ne baş asistan olarak atandı ve 1913’e kadar orada kaldı. yıl. Düzenli gözlem programlarına katılmasının yanı sıra, Eddington’ın iki özel görevi vardı: 1909’da oradaki jeodezik istasyonun boylamını belirlemek için Malta’ya ve 1912’de bir güneş tutulması seferinin lideri olarak Brezilya’ya gitti. Pratik bir astronom olarak yeteneğinin iki testi daha, Plumian astronomi profesörü ve gözlemevi müdürü olarak Cambridge’e döndükten sonra geldi. Savaş yıllarında Eddington, zodyak kataloğu için geçiş gözlemlerini tek başına tamamladı.
Bu yıllarda Eddington, Royal Astronomical Society (1906) ve Royal Society’de (1914) burslara seçildi . 1930’da şövalye ilan edildi ve en büyük onuru olan Liyakat Nişanı ona sekiz yıl sonra takdim edildi.

Eddington, 1921’den 1923’e kadar Royal Astronomical Society’nin ve 1930’dan 1932’ye kadar Physical Society ve Mathematical Association’ın başkanıydı. 1938’de Uluslararası Astronomi Birliği’nin başkanı oldu. Ölümünden sonra, yıllık bir Eddington Anma Konferansı kuruldu ve Eddington Madalyası yıllık ödül için basıldı, ilk alıcı Eddington’ın eski bir öğrencisi olan Louvain’den Canon Georges Lemaître idi.
Eddington hiç evlenmedi. 1913’te Cambridge’deki Plumian profesörlüğüne atandıktan sonra, gözlemevi müdürü olarak Gözlemevi’ne taşındı ve annesi ve kız kardeşini yanında yaşamaları için getirdi. Burada, iyileşemediği büyük bir ameliyat geçirdiği 1944 sonbaharına kadar kaldı.
EA Milne, 1945’te Eddington’ın özellikle yıldız yapısı alanındaki bilimsel çalışmaları hakkında “her şeyi hayata geçirdi, ona gerçek fizik anlayışını aşıladı ve onu muhteşem güzellikteki yönlerle donattı… Eddington her zaman emsalsiz öncümüz olun.” Doğanın derin sorunlarına ilişkin sezgisel kavrayışı, matematiksel araçlardaki ustalığıyla birleştiğinde, onu çok çeşitli sorunlarda aydınlatıcı sonuçlara götürdü: yıldızların hareketleri ve dağılımı, yıldızların iç yapısı, radyasyonun rolü. basınç, beyaz cücelerin doğası, titreşen yıldızların ve küresel kümelerin dinamikleri, yıldız enerjisinin kaynakları ve yıldızlararası maddenin fiziksel durumu. Ayrıca Einstein’ın görelilik kuramını İngilizce’ye ilk yorumlayan kişiydi ve gelişimine kendi katkılarını yaptı; ve kışkırtıcı ama tamamlanmamış Temel Teorisinde geniş bir sentez girişiminde bulunarak, doğanın tüm temel sabitleri arasındaki ilişkileri formüle etti
Bu yüzyılın başında astrofizik ve yıldız hareketleri hakkındaki bilgilerimizin çoğunun ne kadar temel olduğunu hatırlamak önemlidir. Doğru hareket veya enine hareket Halley zamanından beri ve radyal hız Doppler’den beri biliniyordu, ancak William Herschel’in yıldızların güneşe göre rastgele hareket ettiği varsayımı 1904’te Kapteyn tarafından zorunlu olarak terk edilmişti. Schwarzschild bunu göstermeye çalıştı. radyal hız vektörleri, bir elipsoid oluşturuyormuş gibi gösterilebilir. Yıldızların sistematik hareketlerine ilişkin bu sorun, Eddington’ın ilk teorik araştırmalarının konusuydu. Uygun hareketlerle çalışmayı seçti ve iki yıldız akışını veya sürüklenmesini izole etti. 1917’de iki teoriyi şu şekilde karşılaştırdı.
Eddington’ın doğru hareket verileriyle ilgili dikkat çekici istatistiksel analizleri, iki yıldız akışının varlığını tam olarak doğruladı ve yönlerini ve göreli sayılarını belirleyebildi. Farklı spektral sınıflardaki yıldızların dağılımı, gezegenimsi bulutsular, açık kümeler, gaz bulutsular ve küresel kümelerin dinamikleri gibi diğer problemlere devam etti. Eddington , ilk kitabı Stellar Movements and the Structure of the Universe’de (1914), çoğu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society’de yayınlanmış olan yaklaşık on beş makalenin tüm malzemesini bir araya getirdi.Dönemin kozmolojik bilgileri özetlendi ve en zorlu problemler tasvir edildi ve sarmal bulutsuların, kendisi de bir sarmal gökada olan Samanyolu’nun ötesindeki diğer gökadalar olduğu yönündeki spekülasyonu tercih ettiğini açıkça ilan etti .
Eddington’ın astrofizik alanındaki büyük öncü çalışmaları 1916’da başladı. İlk sorunu, önemi on yıl önce RA Sampson tarafından işaret edilmiş olan radyasyon basıncıydı. Bir yıldızın dış atmosferinin ışınımsal dengesine ilişkin bir teori daha sonra Almanya’da Schwarzschild tarafından geliştirildi. Eddington daha derine, hatta bir yıldızın tam merkezine inerek denge denkleminin üç kuvveti – yerçekimi, gaz basıncı ve radyasyon basıncı – hesaba katması gerektiğini gösterdi. Lane, Ritter ve Emden’in konvektif denge varsayımını ışınımsal denge ile değiştirerek, hala genel kullanımda olan denklemi geliştirdi. O zamanlar dev bir yıldızda mükemmel gaz koşullarının var olduğunu varsaymakta haklı olduğunu hissetti ve Emden’in politropik bir küre için n indeksli denklemini benimsedi.= 3. Bu hala Eddington’ın yıldız modeli olarak anılmaktadır. 1924 yılına kadar bu varsayımın ve dolayısıyla bu modelin cüce yıldızlara da uygulanabileceğini fark etmemişti.

Yıldız koşulları altında maddenin yüksek oranda iyonize olacağı birkaç astronom tarafından kabul edilmişti, ancak bir gazın yüksek iyonlaşmasının ortalama molekül ağırlığını tüm elementler için neredeyse 2’ye düşürdüğünü göstererek bunu yıldız dengesi teorisine ilk kez dahil eden Eddington’du. hidrojen.
Radyasyon basıncı kuvvetinin yıldızın kütlesiyle birlikte ve kütle güneşimizinkini aştıkça şaşırtıcı bir hızla arttığını bulan Eddington, nispeten az sayıda yıldızın güneş kütlesinin on katını aşacağı ve bir yıldızın güneş kütlesinin elli katı olduğu sonucuna vardı. kütle son derece nadir olacaktır. Bir yıldızın kütlesi ile parlaklığı arasında teorik bir ilişki elde etmek için iç opaklık hakkında bazı varsayımlar gerekliydi. İlk başta opaklığı esas olarak bir fotoelektrik fenomen olarak gördü, bu görüş güçlü eleştiriler aldı; ancak Kramers’in soğurma katsayısı teorisi elde edildiğinde, Eddington bunu yıldız sorununa uyarlayarak “giyotin” faktörünü tanıttı ve Mart 1924’te açıklanan önemli kütle-parlaklık ilişkisini elde etti. dev yıldızlar için olduğu gibi, teorik eğriye çok yakın olduğundan, yoğunlukları birliği aşan cücelerin de baştan sona gaz olarak kabul edilmesi gerektiğini ilan etti. Yüksek oranda veya tamamen iyonlaşmış bir atomun etkin hacminin çok küçük olduğunu ve bu nedenle mükemmel gaz davranışından sapmaların yalnızca nispeten yüksek yoğunluklu yıldızlarda meydana geleceğini fark etti. Kütle-parlaklık ilişkisi, son yıllarda hem devlerin hem de cücelerin daha ayrıntılı sınıflandırılması ve örneğin alt cücelerin ayırt edici özelliklerinin tanınması nedeniyle uygulanabilirliği bir şekilde sınırlı olsa da, yaygın olarak kullanılmaktadır ve hala çok büyük bir değere sahiptir. kütle-parlaklık ilişkisine uymayan. Yüksek oranda veya tamamen iyonlaşmış bir atomun etkin hacminin çok küçük olduğunu ve bu nedenle mükemmel gaz davranışından sapmaların yalnızca nispeten yüksek yoğunluklu yıldızlarda meydana geleceğini fark etti. Kütle-parlaklık ilişkisi, son yıllarda hem devlerin hem de cücelerin daha ayrıntılı sınıflandırılması ve örneğin alt cücelerin ayırt edici özelliklerinin tanınması nedeniyle uygulanabilirliği bir şekilde sınırlı olsa da, yaygın olarak kullanılmaktadır ve hala çok büyük bir değere sahiptir. kütle-parlaklık ilişkisine uymayan.
Eddington birkaç dev kırmızı yıldızın çaplarını 1920 yazı kadar erken bir tarihte hesaplamıştı. Aralık ayında, GE Hale ona 13 Aralık’ta α Orionis’in Pease ve Anderson interferometre ölçümünü “sizin teorik değerinizle yakın bir uyum içinde ve muhtemelen içinde doğru” olarak yazdı. yaklaşık yüzde 10.” Daha sonra Eddington, hesaplamalarını Sirius’un cüce arkadaşına uyguladı ve yıldızın yoğunluğunun 50.000 gm./cc.’ye ulaştığı o kadar küçük bir çap elde etti ki, çoğu insanın zihinsel olarak “ki bu saçma!” Bununla birlikte, 1924’te yüksek iyonlaşmanın etkilerini fark etmesi ışığında, bu büyük yoğunlukların mümkün olduğunu ve muhtemelen beyaz cüce yıldızlarda gerçekten var olduğunu iddia etti. Bu nedenle WS Adams’ı yazarak ondan kırmızıya kaymayı ölçmesini istedi.Sirius B’nin Mount Wilson spektrumunda, çünkü eğer 50.000 veya daha fazla bir yoğunluk varsa, o zaman Einstein’ın ölçülebilir bir göreliliği kırmızıya doğru kayar. Adams uymak için acele etti ve Eddington’a, ölçülen kaymaların hesaplanan kaymayı yakından doğruladığını ve dolayısıyla hem görelilik kuramının üçüncü testini hem de Eddington’ın hesapladığı muazzam yoğunlukları doğruladığını yazdı. (1924 ve 1925’teki bu tarihi mektup alışverişi, Arthur Stanley Eddington’da kaydedilmiştir , s. 75-77.)
Bu çalışmanın doğrudan bir sonucu, fizikçilere sunduğu meydan okumaydı; 1926’da, daha sonra “dejenere” gaz olarak adlandırılan süper-yoğun gazın fiziğine ilişkin yeni geliştirilen gazları kullanarak parlak bir araştırma yapan RH Fowler tarafından üstlenilen bir meydan okumaydı. Schrödinger’in dalga mekaniği.