Arthur Stanley Eddington

Arthur Stanley Eddington
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Información personal
Nacimiento 28 de diciembre de 1882 Ver y modificar los datos en Wikidata
Kendal, Reino Unido Ver y modificar los datos en Wikidata
Fallecimiento 22 de noviembre de 1944 Ver y modificar los datos en Wikidata (61 años)
Cambridge, Reino Unido Ver y modificar los datos en Wikidata
Nacionalidad Británica Ver y modificar los datos en Wikidata
Educación
Alma máter
Información profesional
Ocupación Astrónomo, astrofísico, filósofo y físico Ver y modificar los datos en Wikidata
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Miembro de
Distinciones
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Arthur Stanley Eddington OM ( 28 de diciembre de 1882 en Kendal- 22 de noviembre de 1944 en Cambridge) fue un astrofísico británico muy conocido en la primera mitad del siglo XX. El límite de Eddington, el límite natural de la luminosidad que puede ser radiada por acreción a un objeto compacto, toma su nombre del astrofísico británico.

Arthur Eddington es famoso por su trabajo relacionado con la Teoría de la Relatividad. En 1919 escribió un artículo titulado Report on the relativity theory of gravitation (Informe sobre la teoría relativista de la gravitación), que transmitió la Teoría de la Relatividad de Einstein al mundo anglosajón. Debido a la Primera Guerra Mundial, los avances científicos alemanes no eran muy conocidos en Gran Bretaña.

Demostró que la energía en el interior de las estrellas era transportada por radiación y convección. Estos trabajos quedaron plasmados en el libro The Internal Constitution of the Stars (1926).

Sus inicios y creencias

Eddington nació en Inglaterra. Su padre, Arthur Henry Eddington, había sido profesor de una escuela cuáquera en Lancashire antes de mudarse a Kendal, donde fue director de la Stramongate School. Murió de la epidemia tifoidea que arrasó Inglaterra en 1884. Su madre, Sarah Ann Stout, a su vez de una familia cuáquera, tras la muerte de su marido, se quedó sola al cuidado de Arthur y sus hermanas mayores, con relativamente poco dinero. La familia se desplazó a Weston-super-Mare, donde Arthur fue educado en casa antes de acudir durante tres años a una escuela primaria privada.

En 1893, Arthur ingresó en la Brymelyn School. Resultó ser un estudiante brillante, y destacó especialmente en matemáticas y en literatura inglesa. Esto le llevó a obtener una beca de 60 libras en 1898, y así pudo ir al Owens College de Mánchester una vez que cumplió los 16 años. Su primer curso tuvo una orientación general, pero los tres siguientes se centraron en la física. Su profesor de matemáticas, Horace Lamb, tuvo una gran influencia sobre él. Su progreso siguió siendo rápido, ganando varias becas y permitiéndole graduarse con un B.Sc. (Bachelor in Science, título universitario británico), con mención de primero de clase, en 1902.

Después de esta actuación en el Owens, le fue otorgada una beca de 75 libras para acceder al Trinity College de la Universidad de Cambridge, en 1903. Consiguió un Máster en 1905, y entró en el Laboratorio Cavendish investigando sobre la emisión termoiónica. Aquí no le fue demasiado bien, por lo que volvió a las matemáticas, aunque tampoco pareció satisfecho. Después de cursar estudios de Física y Astronomía en la Universidad de Mánchester y en el Trinity College de Cambridge (y tras pasar un breve período en el Cavendish Laboratory), fue nombrado asistente en el Observatorio de Greenwich; posteriormente (1913) llegó a ser director del Observatorio de Cambridge, cargo en el que permanecería durante toda su vida. Cuáquero y muy reservado (vivió siempre con su madre o con su hermana), dedicó gran parte de su carrera a la divulgación de la astrofísica, a través de conferencias y libros de gran éxito. Fue uno de los primeros físicos que defendió la hipótesis del "big-bang", la gran explosión que dio origen al Universo

Entre sus trabajos más importantes destacan los relacionados con el movimiento, la estructura interna y la evolución de las estrellas, descritos en su obra titulada La constitución interna de las estrellas (1916). Mostró por primera vez la importancia del efecto de la presión de radiación en el equilibrio interno de una estrella, en el cual las fuerzas de atracción gravitatorias debían estar compensadas con las de repulsión ejercidas por la presión de los gases y de la propia presión de radiación. Enunció la relación entre masa estelar y luminosidad, lo que hizo posible calcular la masa de las estrellas.

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