문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 아서 스탠리 에딩턴 (문서 편집) ||<-2> '''OM FRS[br]{{{+1 아서 스탠리 에딩턴}}}[br]Sir Arthur Stanley Eddington''' || ||<-2> {{{#!wiki style="margin: -6px -10px" [[파일:Arthur_Stanley_Eddington.jpg|width=100%]]}}} || ||<|2> '''출생''' ||[[1882년]] [[12월 28일]]|| ||[[잉글랜드]] 켄들|| ||<|2> '''사망''' ||[[1944년]] [[11월 22일]] (향년 61세)|| ||[[잉글랜드]] [[케임브리지(영국)|케임브리지]]|| || '''직업''' ||학자|| || '''분야''' ||[[천문학]], [[천체물리학]]|| || '''학력''' ||[[맨체스터 빅토리아 대학교]][br][[케임브리지 대학교/컬리지#ㄴ-5.1.14|케임브리지 대학교, 트리니티 컬리지]]|| || '''종교''' ||[[개신교]]([[퀘이커(종교)|퀘이커]])[* Matthew Stanley, ''Practical Mystic Religion, Science, and A. S. Eddington'' (The University of Chicago Press, 2007), [[https://press.uchicago.edu/ucp/books/book/chicago/P/bo5485363.html|#]].]|| [목차] [clearfix] == 개요 == [[잉글랜드]]의 천문학자이자, 천체물리학자. 항성의 내부 구조와 진화 연구에 큰 공헌을 하였다. [[알베르트 아인슈타인]]의 [[일반 상대성 이론]]을 검증한 실험을 한 것으로 유명하다. == 천문학 == 외부로 가해지는 복사압과 내부로 향하는 중력이 평형을 이루는 즉, 정유체 평형을 이룰 때 별 혹은 블랙홀이 가질 수 있는 최대 광도를 계산하였다. 이를 에딩턴 광도(Eddington Luminosity) 혹은 에딩턴 한계(Eddington Limit)라고 부른다. {{{#!wiki style="text-align: center" [br][math(\displaystyle L_{Edd} = \frac{4 \pi G M c}{\kappa})] }}} 여기에서 [math(G)]는 [[중력상수]], [math(M)]은 [[천체]]의 [[질량]], [math(c)]는 [[광속]], [math(\kappa)]는 불투명도(opacity)다. 이 한계는 별뿐만 아니라 [[블랙홀]]에도 적용되며, 특정 질량의 블랙홀이 낼 수 있는 광도의 상한선으로서 사용된다. 이와 연관하여 별의 복사층에서 중심으로부터의 거리에 따른 온도의 변화를 나타내는 [[미분방정식]]인 에딩턴의 복사평형 방정식(Eddington's Equation of Radiative Equilibrium)으로도 알려져 있다. {{{#!wiki style="text-align: center" [br][math(\displaystyle\left. \dfrac{{\rm d}T}{{\rm d}r} \right|_{rad} = - \dfrac{\gamma - 1}{\gamma} \dfrac{\mu m_{H}}{k} \dfrac{Gm(r)}{r^2})] }}} 여기에서 [math(T)]는 해당 지점에서의 [[온도]], [math(r)]는 별의 중심으로부터 해당 지점까지의 거리, [math(\gamma)]는 등압열용량과 등적열용량의 비, [math(\mu)]는 별 내부 입자들의 평균 [[분자량]], [math(m_{H})]는 [[수소]]의 질량, [math(G)]는 [[중력상수]], [math(m(r))]은 해당 지점보다 별의 중심에 가까운 지점들의 총 질량이다. 이 방정식과 밀도의 정의, 정유체역학적 평형, 광도의 정의, 대류평형 방정식으로 이루어진 5개 연립미분방정식은 별의 내부를 연구하는 데에 기초가 된다. 세페이드 [[변광성]]에 대한 연구와 항성의 질량-광도 관계를 도출해낸 것 역시 유명하다. === [[수브라마니안 찬드라세카르]]와의 갈등 === 휘하 제자 중 하나인 찬드라세카르와 [[블랙홀]]의 존재 여부에 대해 갈등을 빚었다. 찬드라세카르의 [[백색 왜성]]에 대한 연구 결과가 자연스럽게 블랙홀의 존재를 예견하는 데 이르렀으나, 에딩턴은 이를 인정하려 들지 않았다. 블랙홀이라는 공상에 빠진 [[인종차별|이민족 출신 과학자라며 무시를한다.]] 다시 말하자면, 찬드라세카르의 연구가 전적으로 수학적인 증명이었으므로 에딩턴은 그의 연구가 실제 우주에 적용될 것이라고 믿지 않았다. 당대 최고의 천문학자 중 하나였던 에딩턴과의 대립으로 인해 상심한 찬드라세카르는 케임브리지를 떠났고 다시는 블랙홀을 연구하지 않았다고 한다. 이로 인해 [[밀집성]]에 관한 연구가 수십 년 지체되었다고 보는 시각도 있다. 결국 에딩턴은 블랙홀의 존재를 알지 못하고 1944년 세상을 떠났다. 첫 번째 블랙홀 후보인 [[백조자리 X-1]]이 관측된 게 에딩턴 사망 후 20년도 더 지난 1970년이기 때문이다. 이후 찬드라세카르는 [[노벨물리학상]]을 수상한다. == [[일반 상대성 이론]] 검증 실험 == 아인슈타인은 1915년에 발표한 자신의 일반 상대성 이론에 대한 논문에서, 태양 등의 거대한 천체의 중력에 의해 빛이 휠 것이라 예측하였다. 상세히 말하자면 강한 중력이 시공간을 휘게 만들고 빛은 그 휘어진 시공간을 최단거리로 진행하는데 그것이 우리 눈에는 빛이 휘어진 것으로 보이는 것이다. 자세한 내용은 [[상대성 이론]] 문서 참조. 이에 영국 왕립 천문학회는 실험을 통해 이 예측을 검증해보고자 하였고, 에딩턴이 그 실험의 책임자가 된다. 이때 관측 실험팀을 둘로 나눠서 에딩턴은 아프리카 기니 만의 프린시페 섬(Principe. 현 [[상투메 프린시페]]에 속함)에서 준비했고 앤드루 크로멜린(Andrew Crommelin)은 브라질 북부 소브랄 지역에서 관측을 준비했다. 1919년 5월 29일, 에팅턴의 관측팀은 개기 일식을 관측하였고, 어두워진 하늘에서 몇 장의 별 사진을 얻는 데 성공하였다. 아인슈타인에 의하면 별빛은 태양 부근을 지날 때 약간 휘어야 하며([[중력 렌즈 효과]]) 이러한 현상은 태양의 빛이 너무나도 밝아서 오직 개기 일식 때에만 관측이 가능했다. 1920년, 에딩턴은 아인슈타인의 이론이 옳았음을 발표하였고 이 사실은 전 세계 신문에 대서특필되어 아인슈타인은 일약 스타로 거듭난다. || {{{#!wiki style="margin: -5px -10px -5px" [[파일:1919_Eclipse_expedition_to_test_relativity.jpg |width=400px]] }}} || || "The Illustrated London News"의 삽화[br]1919년 11월 22일 || === 논란? === 그러나, 에딩턴의 관측이 유의미한 결과를 도출해 내기에는 사진 자료의 질이 매우 나빴다. 지금이야 관측 장비와 기술의 발달로 매우 수준 높은 사진을 얻을 수 있으나 약 100년 전의 관측 환경은 열악하기 짝이 없었다. 또한 에딩턴의 관측과 동시에 진행된 [[브라질]]의 소브랄에서의 관측 결과를 철저히 무시했다는 사실이 제기되었다. 게다가 브라질 소브랄의 촬영 자료에서 나타난 별빛의 휘어짐은 일반 상대성 이론이 아닌 뉴턴 역학이 예상한 값에 가까웠다. 다만 저 의혹을 제기하는 사람들은 극소수에 불과했으며, 따라서 심각하게 다루어지지 않았다. 실제로 에딩턴의 관측과 그에 따른 결론이 옳았음을 증명하는 관측은 1979년에 이루어졌다. [[분류:영국의 천문학자]][[분류:영국의 물리학자]][[분류:1882년 출생]][[분류:1944년 사망]][[분류:케임브리지 대학교 출신/트리니티 컬리지]][[분류:케임브리지 대학교 재직]][[분류:영국의 개신교 신자]]저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기