아서 스탠리 에딩턴

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OM FRS
아서 스탠리 에딩턴
Sir Arthur Stanley Eddington


출생
1882년 12월 28일
잉글랜드 켄들
사망
1944년 11월 22일 (향년 61세)
잉글랜드 케임브리지
직업
학자
분야
천문학, 천체물리학
학력
맨체스터 빅토리아 대학교
케임브리지 대학교, 트리니티 컬리지
종교
개신교(퀘이커)[1]

1. 개요
2. 천문학
3. 일반 상대성 이론 검증 실험
3.1. 논란?



1. 개요[편집]


잉글랜드의 천문학자이자, 천체물리학자. 항성의 내부 구조와 진화 연구에 큰 공헌을 하였다. 알베르트 아인슈타인일반 상대성 이론을 검증한 실험을 한 것으로 유명하다.


2. 천문학[편집]


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.


[math(\displaystyle L_{Edd} = \frac{4 \pi G M c}{\kappa})]
[1] Matthew Stanley, Practical Mystic Religion, Science, and A. S. Eddington (The University of Chicago Press, 2007), #.


여기에서 [math(G)]는 중력상수, [math(M)]은 천체질량, [math(c)]는 광속, [math(\kappa)]는 불투명도(opacity)다. 이 한계는 별뿐만 아니라 블랙홀에도 적용되며, 특정 질량의 블랙홀이 낼 수 있는 광도의 상한선으로서 사용된다.

이와 연관하여 별의 복사층에서 중심으로부터의 거리에 따른 온도의 변화를 나타내는 미분방정식인 에딩턴의 복사평형 방정식(Eddington's Equation of Radiative Equilibrium)으로도 알려져 있다.


[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 수소의 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 변광성에 대한 연구와 항성의 질량-광도 관계를 도출해낸 것 역시 유명하다.


2.1. 수브라마니안 찬드라세카르와의 갈등[편집]


휘하 제자 중 하나인 찬드라세카르와 블랙홀의 존재 여부에 대해 갈등을 빚었다. 찬드라세카르의 백색 왜성에 대한 연구 결과가 자연스럽게 블랙홀의 존재를 예견하는 데 이르렀으나, 에딩턴은 이를 인정하려 들지 않았다. 블랙홀이라는 공상에 빠진 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 밀집성에 관한 연구가 수십 년 지체되었다고 보는 시각도 있다.

결국 에딩턴은 블랙홀의 존재를 알지 못하고 1944년 세상을 떠났다. 첫 번째 블랙홀 후보인 백조자리 X-1이 관측된 게 에딩턴 사망 후 20년도 더 지난 1970년이기 때문이다. 이후 찬드라세카르는 노벨물리학상을 수상한다.

3. 일반 상대성 이론 검증 실험[편집]


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 프린시페에 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.


"The Illustrated London News"의 삽화
1919년 11월 22일

3.1. 논란?[편집]


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 브라질의 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.


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