Arthur Stanley Eddington (28. joulukuuta 1882 – 22. marraskuuta 1944) Sir. oli brittiläinen astro­fyysikko, tieteen­filosofi ja tieteen popularisoija. Hänen mukaansa on nimetty Eddingtonin raja, tähden luminosi­teetin raja-arvo, jota kirkkaamman tähden pinnalta purkautuu kaasua ulos säteilypaineen vaikutuksesta.

Eddington on tullut kuuluisaksi suhteellisuusteoriaan liittyvistä tutkimuksistaan. Hän kirjoitti monia artikkeleja, joissa hän teki tunnetuksi ja selosti Einsteinin yleistä suhteellisuus­teoriaa englannin­kieliselle maailmalle. Ensimmäinen maailmansota oli suuresti rajoittanut eri maiden tiede­miesten välistä yhteyden­pitoa, minkä vuoksi saksalaiset tieteen tulokset eivät olleet kovin tunnettuja Englannissa eivätkä päin­vastoin. Eddington johti myös tutkimus­retki­kuntaa, joka havainnoi auringonpimennystä 29. toukokuuta 1919 ja joka johti yhteen ensimmäisistä suhteellisuus­teorian vahvistaneista havainnoista, ja hän tuli tunnetuksi myös teorian kansan­tajuistamisesta.

Elämäkerta

Varhaisvuodet

Eddington syntyi Kendalissa, Englannin Westmorlandissa. Hänen vanhempansa, Arthur Henry Eddington ja Sarah Ann Shout, olivat kveekareita. Hänen isänsä oli opettanut kveekarien yllä­pitämässä oppi­laitoksessa Lancashiressä ennen kuin muutti Kendaliin, jossa hänestä tuli Stramongate Schoolin rehtori. Hän kuoli Englannissa vuonna 1884 riehuneeseen lavantautiepidemiaan. Eddingtonin äiti joutui tämän jälkeen elättämään kaksi lastaan jokseenkin pienillä tuloilla. Perhe muutti Weston-super-Mareen, jossa Eddington, jota hänen äitinsä ja sisarensa aina sanoivat Stanleyksi, sai opetusta kotona ennen kuin hän meni kolmeksi vuodeksi valmistavaan kouluun.

Vuonna 1893 Stanley meni Brunmelyn kouluun. Hän osoittautui varsin lahjakkaaksi oppilaaksi varsinkin matematiikassa ja Englannin kirjalli­suudessa. Tämä teki hänelle mahdolliseksi päästä jo vuonna 1898, 16-vuotiaana, opiskelemaan Manchesteriin, Owens Collegeen, joka myöhemmin muutettiin Manchesterin yliopistoksi. Siellä hän vietti ensimmäisen vuoden perus­kursseilla, mutta siirtyi sen jälkeen kolmeksi vuodeksi opiskelemaan fysiikkaa. Häneen vaikuttivat suuresti fysiikan ja matematiikan opettajat Arthur Schuster ja Horace Lamb. Manchesterissa Eddington asui Dalton Hallissa, jossa häneen teki pysyvän vaikutuksen kveekari­matemaatikko J. W. Graham. Hän edistyi opinnoissaan nopeasti ja suoritti vuonna 1902 Bachelor of Science -tutkinnon fysiikassa korkein arvosanoin.

Koska hän menestyi Owensin Collegessa hyvin, hän pääsi vuonna 1902 jatkamaan opintojaan Cambridgen yliopiston Trinity Collegessa. Siellä hänen tutorinaan toimi huomattava matemaatikko R. A. Herman, ja vuonna 1904 Eddingtonista tuli kaikkien aikojen ensimmäinen toisen vuoden opiskelija, joka nimitettiin Senior Wrangleriksi. Suoritettuaan Master of Arts -tutkinnon vuonna 1905 hän alkoi tutkia termionista emissiota Cavendish-laboratoriossa. Se ei sujunut hyvin, ja samaan aikaan hän opetti matematiikkaa ensimmäisen vuoden insinööri­opiskelijoille. Tämä väli­kausi jäi lyhyeksi.

Tähtitiede Vuoden 1905 lopulla Eddington nimitettiin Kuninkaallisen tähtitieteilijän yliassistentiksi Greenwichin tähtitorniin. Seuraavassa kuussa hän muutti Cambridgestä Greenwichiin. Hän sai tehtäväkseen analysoida yksityiskohtaisesti 433 Eros -asteroidin parallaksia vuodesta 1900 lähtien otettujen valokuvien pohjalta. Hän kehitti uuden tilastollisen menetelmän, joka perustui kahden taustalla olevan tähden näennäiseen siirtymiseen, ja siitä hän sai Smithin palkinnon vuonna 1907. Samalla hän sai dosentin viran Cambridgen Trinity Collegessa. Joulukuussa 1912 George Darwin, Charles Darwinin poika, kuoli äkillisesti, ja seuraavan vuoden alussa Eddington nimitettiin hänen seuraajakseen tähtitieteen ja kokeellisen filosofian professorina. Myöhemmin vuonna 1913 kuoli myös teoreettisen tähtitieteen ja geometrian professori Robert Ball, ja seuraavana vuonna Eddington nimitettiin koko Cambridgen tähtitornin johtajaksi. Vuonna 1914 hänet valittiin Royal Societyn jäseneksi, ja hän sai seuran Royal Medalin vuonna 1918. Vuonna 1926 hän piti seuran Bakerin luennon.

Eddington tutki teoreettisesti myös tähtien sisuksia, mikä johti ensimmäisen kerran tähdissä tapahtuvien prosessien ymmärtämiseen. Hän aloitti tämän vuonna 1906 yrittämällä keksiä mahdollisia fysikaalisia selityksiä kefeidien kirkkauden vaihteluille. Hänen teoreettiset tutkimuksensa osoittivat, että kefeidin säteen vaihteluväli on kääntäen verrannollinen sen keskimääräisen tiheyden neliöjuureen.

Hän aloitti tutkimuksensa laajentamalla Karl Schwarzschildin aikaisempia säteilypainetta koskevia tutkimuksia Emdenin poly­trooppisten mallien perusteella. Nämä mallit käsittelevät tähteä kaasu­pallona, jonka sisällä kaasun paine tasa­painottaa gravitaation. Eddington täydensi teoriaa osoittamalla, että myös säteilynpaine on välttämätön, jotta tähti ei oman gravitaationsa vuoksi luhistuisi kokoon. Hän osoitti, että säteilynpaineen ja kaasunpaineen suhde on tähden sisällä joka kohdassa sama.

Hän kehitti mallinsa tietäen, ettei tähden sisustan läpi­näkyvyydelle ja energian­tuotannolle tunnettu vielä tyydyttävää selitystä. Kuitenkin hänen tuloksensa tekivät mahdolliseksi laskea lämpötilan, tiheyden ja paineen jokaisessa pisteessä tähden sisällä, ja Eddington väitti, että hänen teoriansa olisi niin hyödyllinen astro­fysiikan jatko­tutkimusten kannalta, että se oli hyväksyttävä, vaikkei se kaikilta osin perustunutkaan tunnettuun fysiikkaan. James Jeans esitti huomattavan lisä­oletuksen, että tähden aine olisi varmasti ionisoitunutta, mutta tähän Eddingtonin ja Jeansin yhteistyö päättyi, sillä he tulivat tunnetuiksi jatkuvista keskinäisistä väittelyistään.

Eddington puolusti menetelmiään korostamalla tulostensa hyödyllisyyttä, etenkin tähden massan ja luminositeetin välisen yhteyden. Tämä johti odottamatta tulokseen, että lähes kaikki tähdet, niin jättiläiset kuin kääpiötkin, käyttäytyvät ideaalikaasun tavoin. Kehittäessään tähtimalleja hän yritti kumota vallalla olevan käsityksen tähtien energianlähteistä. Jeans ja muut olivat yhä Kelvinin ja Helmholtzin mekanismin kannalla, joka perustui klassiseen mekaniikkaan, kun taas Eddington spekuloi laajalti sillä, mitä kvalitatiivisia ja kvantitatiivisia seurauksia olisi protonin ja elektronin annihilaatiolla tai atomiydinten fuusioprosesseilla.

Näillä oletuksilla hän osoitti, että tähtien sisustan lämpötilan on oltava useita miljoonia asteita. Vuonna 1924 hän keksi pääsarjan tähtien massan ja luminositeetin välisen relaation. Eräistä vastaväitteistä huolimatta Eddingtonin mallit hyväksyttiin pian jatkotutkimusten pohjaksi varsinkin tähtien kehitystä koskevissa teorioissa. Kun Michelson vuonna 1920 vahvisti hänen arvionsa tähtien läpimitasta, tämä sai tähtitieteilijät vakuuttuneiksi, vaikka he eivät ennestään olleet tottuneet Eddingtonin intuitiiviseen selitystyyliin. Eddington julkaisi teoriansa kehitetyssä muodossa vuonna 1926 teoksessaan The Internal Constitution of the Stars, josta tuli tärkeä tietolähde kokonaiselle astrofyysikkojen sukupolvelle.

Eddington tutki myös tähtien ominaisliikettä ja niiden jakautumista avaruudessa, tähti­virtoja ja tähti­järjestelmien dynamiikkaa.

Ensimmäisen maailmansodan aikana Eddinton joutui ankaraan kiistaan brittiläisten tähtitieteilijöiden ja muiden tiedemiesten kanssa. Monet tähtitieteilijät, ennen kaikkea H. H. Turner, olivat sitä mieltä, että kaikki yhteydenpito keskus­valtojen kanssa oli pysyvästi lopetettava sen vuoksi, miten ne olivat menetelleet sodassa. Eddington, joka kveekarina oli pasifisti, yritti pitää sota-ajan risti­riidat poissa tähtitieteestä. Hän pyysi toistuvasti brittiläisiä tiedemiehiä edelleen pitämään yllä sotaa edeltäneen ajan ystävyys­suhteita saksalaisten kollegojensa kanssa. Eddingtonille hänen pasifisminsa aiheutti sodan aikana vakavia vaikeuksia, varsinkin kun hänet kutsuttiin ase­velvollisena palvelukseen vuonna 1918. Hän ilmoitti olevansa vakaumuksellinen aseistakieltäytyjä, minkä aseman laki tunnustikin, mutta joutui yleisen mieli­piteen paheksumaksi. Vuonna 1918 hallitus yritti kieltää häneltä tämän aseman, ja vain kuninkaallisen tähti­tieteilijän ja muiden korkea-arvoisten henkilöiden pitkällisten vetoomusten ansiosta Eddington välttyi vankeus­tuomiolta.

Eddingtonin astrofysiikan tutkimukset 1920-luvun lopulla ja 1930-luvulla koskivat edelleen tähtien rakennetta ja johtivat uusiin kiistoihin Jeansin ja Edward Arthur Milnen kanssa. Erityisesti hän laajensi mallejaan käyttämällä hyväksi kvanttifysiikan kehitystä, mikä teki myös mahdolliseksi soveltaa degeneraatiota koskevien fysiikan tuloksia kääpiötähtien kuvailuun.

Väittely Chandrasekharin kanssa mustien aukkojen olemassaolosta

Kun Eddington laajensi tähtien mallinnustaan, hän joutui väittelemään Subrahmanyan Chandrasekharin kanssa, joka tuolloin opiskeli Cambridgessä. Chandrasekharin tutkimukset ennustivat mustien aukkojen olemassaolon, mikä siihen aikaan vaikutti niin mielettömän epäfysikaaliselta, että Eddington kieltäytyi uskomasta, että Chandrasekharin puhtaasti matemaattisilla tuloksilla olisi merkitystä todellisen maailman kannalta. Chandrasekhrarin kertomus tästä tapahtuma­sarjasta, jossa hänen työnsä tylysti hylättiin, esittää Eddingtonin jokseenkin julmana, dogmaattisena ja rasistina. Tämä poikkeaa kuitenkin suuresti siitä, miten muut aikalaiset kuvailivat Eddingtonia. Eddingtonin kritiikki näyttää perustuneen siihen arveluun, että kvanttiteoriaan perustuva puhtaasti matemaattinen johto ei riitä selvittämään ilmeisiä fysikaalisia paradokseja, jotka ilmeisesti liittyivät luhistuneisiin tähtiin.

Suhteellisuusteoria

Ensimmäisen maailmansodan aikana Eddington oli Royal Astronomical Societyn sihteeri. Sen vuoksi hän sai ensimmäisenä haltuunsa Willem de Sitterin kirjeet, jotka koskivat Einsteinin yleistä suhteellisuusteoriaa. Eddington oli ensimmäisiä tähti­tieteilijöitä, jotka olivat matemaattisesti tarpeeksi lahjakkaita ymmärtääkseen sitä, ja lisäksi inter­nationalististen ja pasifististen mieli­piteidensä vuoksi hän oli yksi harvoista, jotka tuohon aikaan olivat kiinnostuneet perehtymään saksalaisen fyysikon kehittämään teoriaan. Hänestä tuli pian suhteellisuusteorian tärkein kannattaja ja tunnetuksi tekijä Britanniassa. Hän ja Kuninkaallinen tähti­tieteilijä Frank Watson Dyson järjestivät vuoden 1919 auringon­pimennyksen aikana kaksi retki­kuntaa tekemään havaintoja, joista piti tulla Einsteinin teorian ensimmäinen empiirinen testi: oli mitattava valon­säteiden taipuminen auringon gravitaatio­kentässä. Itse asiassa Eddington oli sodan aikana välttynyt joutumasta vankilaan juuri siksi, koska Dyson oli korostanut, että hänen asian­tuntemuksensa olisi tässä hankkeessa välttämätön.

pienoiskuva|Eddingtonin 29. toukokuuta 1919 auringonpimennyksestä ottama valokuv. Kuva julkaistiin 1920 julkaistussa tutkielmassa, jossa sen todettiin onnistuneen ja osoittaneen, että valo todella taipuu Einsteinin teorian mukaisella tavalla. Sodan jälkeen Eddington matkusti Principen saarelle Afrikan länsirannikolle tutkimaan 29. toukokuuta 1919 tapahtunutta auringonpimennystä. Pimennyksen aikana hän otti valokuvia tähdistä, jotka näkyivät Auringon suunnalla. Kuten yleinen suhteellisuusteoria ennusti, tähdet, joista Maahan tulleet säteet kulkivat läheltä Auringon ohi, näyttivät hieman siirtyneen paikoiltaan, koska niiden valo taipui Auringon gravitaatiokentässä. Tämä ilmiö on havaittavissa vain täydellisen auringon­pimennyksen aikana, koska muulloin Auringon kirkkaus peittää tähdet kokonaan näkyvistä. Eddington osoitti, että Newtonin gravitaatioteoriaakin tosin voitaisiin tulkita niin, että gravitaatio vaikuttaa myös valoon, mutta tämä taipuminen olisi suuruudeltaan vain puolet Einsteinin ennustamasta.