Войти
| Артур Милн | |
|---|---|
 | |
| Родился | (1896-02-14) 14 февраля 1896 г.. Кингстон-апон-Халл, Йоркшир, Англия |
| Умер | 21 сентября 1950 (1950-09-21) (54 года). Дублин, Ирландия |
| Alma mater | Тринити-колледж, Кембридж |
| Известен по | модели Милна |
| Научная карьера | |
| Учреждения | Манчестерский университет Виктории. Оксфордский университет |
| Докторанты | Томас Коулинг |
Эдвард Артур Милн FRS (; 14 февраля 1896 г. - 21 сентября 1950 г.) был британским астрофизиком и математиком.
Милн родился в Халле, Йоркшир, Англия. Он учился в Хаймерс-колледже и оттуда выиграл открытую стипендию по математике и естествознанию для обучения в Тринити-колледже, Кембридж в 1914 году, получив наибольшее количество баллов из когда-либо присужденных. в экзамене. В 1916 году он присоединился к группе математиков под руководством А. V. Hill для Министерства боеприпасов, работающего над баллистикой зенитной артиллерии, они стали известны как «Разбойники Хилла». Позже Милн стал экспертом по локализации звука. В 1917 году он стал лейтенантом Добровольческого резерва Королевского флота. Он был научным сотрудником Тринити-колледжа в Кембридже, 1919–1925, помощником директора солнечной обсерватории физики в 1920–1924 годах, преподавателем математики в Тринити в 1924–1925 годах и университетским преподавателем астрофизики в 1922–1922 годах. 1925 г. Он был профессором прикладной математики Бейера, Манчестерский университет Виктории, 1924–1928 гг., До его назначения профессором математики Роуз Болл и стипендией в Wadham College, Оксфорд, в 1928 году. Более ранние работы Милна были в области математической астрофизики. Большая часть его исследований в 1930-х годах была посвящена теории относительности и космологии. Его более поздние работы, касающиеся внутреннего строения звезд, вызвали споры. Милн был президентом Королевского астрономического общества, 1943–1945. Во время Великой Отечественной войны снова занимался баллистикой.
Он умер от сердечного приступа в Дублине, Ирландия, когда готовился прочитать серию лекций. Их можно найти в одной из его последних опубликованных книг: «Современная космология и христианская идея Бога» (1952).
В 1920-х годах большая часть исследований Милна была посвящена звездам, особенно внешним слоям, известным как звездные атмосферы которые производят радиацию, наблюдаемую с Земли. Он рассмотрел серую атмосферу, упрощенное приближение, в котором сила поглощения света горячим ионизированным газом одинакова на всех длинах волн. Это дало предсказания того, как температура изменяется в атмосфере, включая математическое выражение, теперь известное как уравнение Милна. На основе этой модели он также вычислил, как интенсивность света от звезды меняется в зависимости от длины волны.
Милн перешел к рассмотрению более реалистичного случая, когда сила поглощения света газом внутри звезд (выраженная коэффициентом поглощения) зависит от длины волны. Используя упрощающие предположения, он рассчитал, как для Солнца сила поглощения зависит от длины волны. Его результаты не могли быть адекватно объяснены в то время, но позже было показано, что отрицательно заряженные ионы водорода (H) вносят основной вклад в результаты Милна.
Милн, работая с Ральф Х. Фаулер изучал, как сила спектральных линий звезд зависит от их спектрального класса. При этом они применили работу Мегнада Саха об ионизации газов в атмосфере звезд.
Милн работал над структурами и внутренностями звезд в конце 1920-х и начале 1930-х годов. Он часто придерживался мнений, противоположных мнениям Артура Эддингтона.
С начала 1930-х годов интересы Милна все больше сосредоточивались на теории относительности и космологии..
С 1932 года он работал над проблемой «расширяющейся Вселенной» и в книге «Относительность, гравитация и структура мира» (1935) предложил альтернативу теории Альберта Эйнштейна. общая теория относительности теория. Вместе с МакКри (1934) он также показал, что три модели, которые формируют основы современной космологии, впервые предложенные Фридманом (1922) с использованием общей теории относительности, также могут быть получены с использованием только ньютоновской механики.
Основное различие между моделью Милна расширяющейся Вселенной и нынешней (Эйнштейновской) моделью расширяющейся Вселенной состояло в том, что Милн априори не предполагал, что Вселенная имеет однородное распределение материи. Он также не включил в модель гравитационное взаимодействие.
Милн утверждал, что в контексте специальной теории относительности Эйнштейна и теории относительности одновременности, что нестатическая Вселенная не может быть однородной. А именно, если Вселенная расширяется, ее плотность со временем уменьшается, и что если бы два региона казались одному наблюдателю с одинаковой плотностью в одно и то же время, то они не казались бы одинаковой плотностью одновременно. другой наблюдатель. Однако, если каждый наблюдатель измеряет свою локальную плотность в одно и то же согласованное надлежащее время, измеренная плотность должна быть такой же. В координатах Минковского это постоянное собственное время образует гиперболическую поверхность, которая бесконечно простирается до светового конуса события творения. Это верно, даже когда собственное время приближается к 0, времени создания. Вселенная уже бесконечна во время творения!
Модель Милна, таким образом, представляет собой сферу с приблизительно однородным распределением материи в пределах нескольких миллиардов световых лет от центра, которая затем увеличивается до бесконечной плотности. Можно показать, что эта бесконечная плотность на самом деле является плотностью Вселенной во время Большого взрыва. Сферическое распределение уникально тем, что оно практически такое же после преобразования Лоренца, за исключением того, что в центре находится другая неподвижная частица. Поскольку это единственное распределение, обладающее этим свойством, это единственное распределение, которое могло бы удовлетворить космологический принцип «отсутствия предпочтительной системы отсчета». Основываясь на этом космологическом принципе, Милн создал модель, которую можно полностью описать в рамках евклидовой геометрии.
Начиная с 1935 года, используя эту модель, Милн опубликовал предсказание космического фонового излучения, которое, по-видимому, имеет совершенно иной характер, чем предсказанный Эддингтоном. Фактически, многие отрывки из «Теории относительности, гравитации и структуры мира» посвящены критике предубеждений Эддингтона.
| Предшествовал. Сидни Чепмен | Кафедра прикладной математики Бейера в Манчестерском университете. 1925–1925– 1928 | Преемник. Дуглас Хартри |
