亚瑟·爱丁顿
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亚瑟·斯坦利·爱丁顿爵士，OM，FRS（英语：Sir Arthur Stanley Eddington，英语发音[ˈɑːθə ˈstænli ˈedɪŋtən]，1882年12月28日—1944年11月22日），英国天体物理学家、数学家，是第一个用英语宣讲相对论的科学家，自然界密实（非中空）物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。
| 亚瑟·爱丁顿爵士 Sir Arthur Eddington | |
|---|---|
 亚瑟·爱丁顿（1882–1944） | |
| 出生 | 1882年12月28日 英格兰肯德尔 |
| 逝世 | 1944年11月22日（61岁） 英格兰剑桥 |
| 居住地 | 英格兰 |
| 国籍 |  英国 |
| 母校 | 曼彻斯特大学 剑桥大学 |
| 知名于 | 爱丁顿光度 爱丁顿数 大数假说 爱丁顿-芬克尔斯坦坐标 |
| 奖项 | 皇家学会皇家奖章（1928） 史密斯奖（1907） 英国皇家天文学会金质奖章（1924） 亨利·德雷伯奖章（1924） 布鲁斯奖（1924） 下级勋位爵士（1930） 功绩勋章 (1938) |
| 科学生涯 | |
| 研究领域 | 天体物理学 |
| 机构 | 剑桥大学 |
| 学术指导者 | 罗伯特·阿尔弗雷德·赫尔曼 |
| 博士生 | 莱斯利·科姆里 Gerald Merton G. L. Clark 塞西莉亚·佩恩-加波施金 苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡  赫尔曼·邦迪 |
| 受影响自 | 贺拉斯·兰姆 亚瑟·舒斯特 John William Graham |
在第一次世界大战期间，英国人并不太清楚德国的科学进展，爱丁顿在1919年写了“重力的相对理论报导”，第一次向英语世界介绍了爱因斯坦的广义相对论理论。
生平
爱丁顿出生于英格兰肯达尔一个贵格会家庭，父亲是一个中学校长，死于1884年席卷英格兰的伤寒大流行，他的母亲独立承担抚养他们姐弟俩的责任。爱丁顿幼年是在家中随母亲学习。1893年他进入布里麦伦学校，他显示出在数学和英国文学方面的天才。1898年他获得60英镑的奖学金，年仅16岁得以进入曼彻斯特欧文斯学院（后改组为今日的曼彻斯特大学）学习物理学，1902年以优异成绩获得科学学士学位。
因为突出的成绩，获得剑桥大学三一学院75英镑的奖学金，1905年获三一学院硕士学位，进入卡文迪许实验室研究热辐射。
1905年他到格林威治天文台工作，分析小行星爱神星的视差，他发现了一种基于背景两颗星星的位移进行统计的方法，因此于1907年获得史密斯奖。这个奖项使他获得剑桥大学的研究员资格。1912年达尔文的儿子，剑桥大学的终身教授去世，爱丁顿被推荐接替他的职位。1913年初，爱丁顿被任命为剑桥大学天文学和实验物理学终身教授。1914年被任命为剑桥大学天文台台长，不久就被选为英国皇家学会会员。
第一次世界大战期间，他被要求服兵役，但由于他信仰贵格会，同时又是一个和平主义者，他拒绝服兵役，他的同事以他在科学研究方面的重要作用为由，成功地要求政府免除了他的兵役。
一战过后，爱丁顿率领观测队在西非普林西比岛观测1919年5月29日的日全食，拍摄日全食时太阳附近的星星位置，根据广义相对论理论，太阳的重力会使光线弯曲，太阳附近的星星视位置会变化。爱丁顿的观测证实了爱因斯坦的理论，是当然科学界的重大事件。但后来的分析显示，爱丁顿的数据的误差和他们想测量的相对论效应差不多大，可以说是歪打正着。
爱丁顿还从理论上研究恒星内部的结构，提出恒星由向内的重力和向外的光辐射压力维持平衡，内部是高温的离子化状态的气体，相当于理想气体。经过他的数学模型计算，他解释了造父变星的变化周期理论。
1920年，爱丁顿第一个提出恒星的能量来源于核聚变，为此他和詹姆士·金斯爵士进行了一场旷日持久的辩论，直到1939年美国天文学家汉斯·贝特计算出太阳的能源是氢原子经过四步核聚变反应形成氦才算结束。
1923年他出版了《相对论的数学理论》，爱因斯坦认为这本书是：“在所有语言中是表达这个主题最好的版本”。
从1920年开始，直到他去世，他一直致力于将量子理论、相对论和重力理论统一起来，形成一个“基本理论”，到晚年几乎达到痴迷的程度。他确信质子的质量和电子电荷的数值不是偶然形成的，是“为了形成宇宙的自然和完美的特性”。
由于他过于相信自然的完整，当时对微细构造常数α的数值测量接近1/136，他坚持必须应该是1/136整，后来更精确的测量证明是接近1/137，他又宣称必须是1/137整，但实际目前最精确的测量证明是1/137.035 999 76(50)。学生给他取了一个昵称"Adding'One"。
他没有能完成自己的研究，爱丁顿于1944年在剑桥逝世，他的著作《基本理论》直到1946年才出版。
他在逝世前，1938年，他担任了国际天文学联合会主席。直到去世。
他在晚年激烈地反对印度科学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡提出的关于白矮星的最大质量限界理论，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡认为超过这个界限，恒星的坍塌会形成中子星、夸克星，直到黑洞。事实证实苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡是正确的，他为此获得了1983年诺贝尔物理学奖。
天文学
爱丁顿在1906年1月在英国格林威治天文台被任命为英国天文学家主任助理的职位，在接下来的几个月他离开位于格林威治的剑桥。自1900年他开始投入于详细分析在底片上433爱神星的视差之工作，他发展了一种新的统计方法，基于两个明显漂移的背景恒星，使他在1907年赢得了史密斯奖，该奖项为他赢得了剑桥大学三一学院的奖学金。在1912年12月，查尔斯·达尔文的儿子乔治·达尔文突然死亡，并在1913年初，爱丁顿被提拔接任他的职位，当Plumian天文学和实验哲学的教授。在那年之后，精于理论的Lowndean主席的持有人罗伯特·伯尔也死了，隔年，爱丁顿被提名为整个剑桥天文台的台长。在1914年5月，他当选为英国皇家学会的院士，并在1918年获得英国皇家学会的勋章，以及在1926年发表他们的Bakerian演讲。
爱丁顿还研究了恒星内部的通过理论，并开发了第一个真正了解恒星的过程。他在1916年开始做这项关于造父变星可能的物理研究做解释，他开始借由扩大卡尔·史瓦西早期作用在埃姆登多方模型中的辐射压。这些模型把恒星当作一个球体的气体借由内部的热压阻止违反地心引力，而爱丁顿主要附加说明之一的是辐射压是必要的，以防止球体萎陷。尽管他明知他的模型在恒星内部对于理解不透明度和能源的产生缺乏坚实的基座，然而他的结果提供了温度的计算，密度和压力都是恒星内部的论点，而爱丁顿主张他的理论对于深一层的天体物理学研究是非常有用的，尽管没有完全地被公认为物理，都应予以基本上的保留。詹姆士·金斯提供了重要的建议，恒星物质一定会被电离，但这结束了两者之间的任何合作。詹姆士·金斯因为他们热烈的辩论而变得有名。
爱丁顿借由指著他实验结果的效用，为他的方法辩护，特别是他重要的质量光度关系。这有意想不到的结果显示，几乎所有的恒星，包括巨大的和矮小的，都表现为理想气体。在开发他的恒星模型的过程中，他企图推翻现今有关恒星能量来源的想法。金斯和其他人辩论凯尔赫姆霍兹结构基本上算是正统的力学，而爱丁顿大致上推测关于定性和定量的结果可能会使质子和电子毁灭和核融合的过程。
名言
有记者问爱丁顿说是否全世界只有三个人真正懂得相对论，爱丁顿思考了一下，回答“我正在想第三个人是谁？”
爱丁顿曾说，“我认为，熵增原则——即热力学第二定律——是自然界所有定律中至高无上的。如果有人指出你的宇宙理论与麦克斯韦方程不符——那么麦克斯韦方程可能有不对；如果你的宇宙理论与观测相矛盾——嗯，观测的人有时也会把事情搞错；但是如果你的理论违背了热力学第二定律，我就敢说你没有指望了，你的理论只有丢尽脸、垮台。”
著作
爱丁顿也写过许多科普著作，最著名的是他在1929年阐述过一个“无限猴子理论”，就是说“如果许多猴子任意敲打打字机键，最终可能会写出大英博物馆所有的书”。
- 《恒星和原子》 1926年
- 《恒星内部结构》 1926年
- 《基本理论》 1946年
- 《科学和未知世界》 1929年
- 《膨胀着的宇宙：天文学的重要数据》 1900年-1931年
- 《质子和电子的相对论》 1936年
- 《物理世界的性质》 1928年
- 《科学的新道路》 1935年
- 《空间、时间和引力：广义相对论进阶》 1920年
- 《物理学的哲学》
- 《物理学的领域》
外部链接
- 称对的对称——游走于科学与艺术间 （页面存档备份，存于互联网档案馆） - 含爱丁顿的轶事和寓言。
- 爱丁顿介绍（英文）（页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 爱丁顿语录（页面存档备份，存于互联网档案馆）
- Experiments of Sobral and Príncipe repeated in the space project in proceeding in fórum astronomical.
- Claus Bernet: Eddington, Arthur Stanley, in: BBKL, 32, 2011, 278-288: http://www.kirchenlexikon.de/e/eddington_a_s.shtml[永久失效链接]