一般 相對性理論
${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}$
槪論 歷史 數學的 公式化 ( 槪論 ) 檢證
基礎 槪念 等價原理 特需相對論 世界線 리만 幾何學
關聯 現象 케플러 問題 重力렌즈 重力波 틀 끌림 測地效果 事件의 地平線 特異點 블랙홀 時空間 施工도 민코프스키 空間 아인슈타인?로젠 다리 半 더시터르 空間
方程式 形式 方程式 重力 線形化 아인슈타인 方程式 프리드만 方程式 測地 마티손?파파페트로禹?딕슨 方程式 해밀턴?야코비?아인슈타인 方程式 形式化 ADM BSSN PPN 高級 學說 칼累差?클레인 理論 兩者重力 아인슈타인-카르탕 理論
해 슈바르츠실트 라이스너?노르드스트룀 괴델 커 커?뉴먼 카스너 르메트르?톨먼 타브-넛 밀런 로버트슨?워커 pp-波動 판 스토쿰 먼지
學者 아인슈타인 로런츠 힐베르트 푸앵카레 카르탕 슈바르츠실트 더 시터르 라이스너 노르드스트룀 바일 에딩턴 프리드만 밀른 츠비키 르메트르 괴델 휠러 로버트슨 바딘 워커 커 찬드라세카르 엘러스 펜로즈 호킹 라이車우드후리 테일러 헐스 판 스토쿰 타우브 뉴먼 야우 손 그 外
物理學 포털     分類: 一般 相對性理論
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一般相對論 槪論 (一般相對論 槪論, 英語 : introduction to general relativity )은 알베르트 아인슈타인 , 마르셀 그로스만 , 다비트 힐베르트 等이 1907年에서 1915年 사이에 考案한 重力 에 對한 理論 이다. 質量 을 가진 存在들 사이에 觀察되는 重力에 依한 現象은 그 存在의 質量이 時空間 을 歪曲(warping)시키고, 重力의 影響만 받는 粒子(自由落下 하는 粒子)는 그 구부러진 時空間을 따라 움직이기 때문에 發生한다는 것이 一般 相對論 의 骨子이다. 본 文書는 어려운 數式이나 專門的 內容 없이 一般相對論의 核心만을 定性的으로 傳達하는 것을 그 目標로 敍述된다.

20世紀 初 以前까지는 뉴턴의 萬有引力 法則 이 200年 以上 質量 사이의 重力을 說明하는 妥當한 理論으로서 받아들여 졌다. 뉴턴의 模型에서는 重力은 質量을 가진 物體들 사이에 發生하는 人力이라고 說明한다. 뉴턴 亦是 重力의 밝혀지지 않은 性質로 인해 苦悶했지만, 그래도 이 古典的 骨組는 物體의 運動을 매우 成功的으로 說明할 수 있었다. 뉴턴의 法則으로는 說明되지 않는 몇 가지 變則들, 예컨대 水星 軌道의 誤差 問題 等에 아인슈타인의 理論이 效果的으로 適用될 수 있음이 밝혀져 一般相對論은 널리 받아들여 지게 되었다. 또한 一般相對論은 重力波 , 重力렌즈 , 重力時間遲延 같은 새로운 重力의 影響을 豫測해냈으며, 이들 豫測 中 多數는 實驗과 觀察을 통해 事實로 檢證되었다. 가장 最近에 一般相對論의 豫測이 檢證된 事例는 重力波 觀測 이다.

一般相對論은 近代 天體物理學 에 必須的인 道具이다. 一般相對論은 블랙홀 에 對한 오늘날의 理解의 土臺를 形成하며, 宇宙論 의 大爆發 模型의 뼈대에도 一般相對論이 包含되어 있다. 一般相對論은 單純히 重力의 相對的 理論이 아니며, 現在까지 實驗 데이터와 一致하는 가장 單純한 理論이기도 하다. 21世紀에 블랙홀이 觀測되면서 2020年 修理 物理學者 爐底 펜로즈 外 2人이 노벨 物理學 賞 을 받았다. 그럼에도 不拘하고 一般相對論 亦是 여러 가지 解決되지 못한 質問의 挑戰을 받고 있다. 그 中 가장 根本的인 挑戰은 一般相對論을 量子力學 과 結合시켜 그 自體로 一貫的인 兩者重力 理論을 만들어내는 것이다.

特需相對論에서 一般相對論으로 [ 編輯 ]

1905年 9月, 알베르트 아인슈타인 은 뉴턴의 運動法則 과 電氣動力學 을 結合시킨 特需相對論 을 發表한다. 이 論文으로, 粒子들이 움직일 수 있는 場所와 時間 사이에 密接한 關聯이 있음이 밝혀졌다. 以後 1907年에 數學者 헤르만 민코프스키 는 이에 더 나아가, 아예 時間과 場所를 統合的인 4次元 幾何學 觀點에서 다룰 것을 提案하였고, 이를 민코프스키 時空間 이라고 부른다. 特殊相對論은 時間 과 場所에 對한 새로운 槪念을 提示하여 모든 物理學에 適用될 수 있는 새로운 骨組를 提示했으나 그 骨組와 一致하지 않는 物理 理論들도 있었는데 그 中 代表的인 것이 重力 을 質量 自體로 因한 物體間의 相互人力으로 說明하는 뉴턴의 萬有引力 法則 이다.

아인슈타인 本人을 비롯한 여러 物理學者들은 萬有引力 法則과 特需相對論을 조화시킬 새로운 理論을 찾아 나섰고, 그 中 實驗과 觀察로 얻어진 데이터와 一致하는 것은 아인슈타인의 理論 뿐이었다. 一般相對論의 基本的인 아이디어를 理解하기 위해서는 特殊相對론 發表 以後 一般相對論이 發表되기까지 1907年에서 1915年 사이의 아인슈타인의 생각을 따라가 보아야 한다. 自由落下하는 觀察者에 對한 簡單한 事故實驗 부터 始作해 보자. ^[1]

等價原理 [ 編輯 ]

自由落下 中인 昇降機 안에 들어 있는 사람은 무重量狀態 를 經驗하게 된다. 物體는 멈추거나 일정한 速度로 움직이게 된다. 昇降機 안에 있는 모든 物體들은 함께 落下하고 있으므로 重力적 效果는 觀察될 수 없다. 마찬가지로 自由落下하는 觀察者의 經驗은 모든 重力院으로부터 멀리 떨어진 深宇宙 속에 있는 觀察者의 經驗과 區分할 수 없다. 이러한 觀察者들은 아인슈타인이 特需相對論 에서 記述한 特殊한 觀察者, 빛 이 일정한 速力으로 直線을 따라 움직이는 "慣性系의 觀察者(inertial observers)"라고 할 수 있다. ^[2]

아인슈타인은 무重量狀態의 觀察者도 비슷한 經驗을 할 것이며, 特需相對論의 慣性系의 觀察者가 重力의 基本的 性質을 代表할 것이라는 假說을 세웠다. 그리고 이것을 一般相對論의 주춧돌로 삼아 等價原理 를 만들어냈다. 거칠게 整理하면 等價原理란 自由落下 中인 昇降機 속에 들어 있는 사람은 自身이 自由落下 때문에 무重量狀態가 된 것인지 周邊에 重力원이 없어서 무重量狀態가 된 것인지 알 수 없다는 것이다. ^[3]

重力과 加速度 [ 編輯 ]

重力의 效果 大部分은 自由落下 狀態에서 사라지지만, 基準系가 加速 됨으로써 重力 效果와 같은 것처럼 보이는 效果가 만들어질 수 있다. 密閉된 房 안에 갇힌 觀察者는 다음 두 選擇肢 中 어느 것이 참인지 判斷할 수 없다.

• 物體가 房바닥으로 떨어지는 理由는 房바닥 아래 地區가 있고 物體들이 地球의 重力에 依해 끌리기 때문이다.
• 物體가 房바닥으로 떨어지는 理由는 房바닥이 宇宙 空間의 로켓 안에 搭載되어 있고, 그 로켓이 모든 重力院으로부터 멀리 떨어진 狀態에서 9.81 m/s²의 加速度로 加速 中이기 때문이다. 物體가 바닥으로 떨어지는 것은 自動車 運轉者가 車를 加速시킬 때 運轉席 뒤로 밀려나는 "慣性力"과 같은 原理이다.

逆으로 말하면 가속되는 基準界에서 觀察되는 效果는 그 加速度에 對應하는 힘을 받는 重力場에서 똑같이 觀察된다. 이 原理는 아인슈타인이 1907年 重力의 여러 새로운 效果들을 豫測할 수 있게 했는데, 이에 對해서는 다음 段落에서 後述한다.

가속되는 基準系 안의 觀察者는 自身 및 自身 周圍의 物體들이 經驗하는 加速을 說明하기 위해 物理學者들이 겉보기힘 이라고 부르는 槪念을 導入해야 한다. 詳述한 自動車 運轉者가 車를 加速시켰을 때 運轉席 뒤로 밀리는 힘을 經驗하는 境遇가 그러한 例이고, 제자리에서 빙글빙글 돌면 팔을 바깥쪽으로 잡아당기는 것 같은 느낌을 받는 것이 또다른 例이다. 아인슈타인의 洞察力은 同一한 原理를 地球의 重力場에 適用하여, 이것이 겉보기힘과 根本的으로 같다고 생각한 데에 있다. ^[4] 겉보기힘의 크기는 언제나 作用하는 物體의 質量에 比例한다. 예컨대 自動車 運轉席은 自動車가 가속되는 것과 같은 程度의 힘을 運轉者에게 加한다. 아인슈타인은 이와 같은 原理로 重力場 안의 物體가 自身의 質量에 比例하는 重力을 받게 되는 것(뉴턴의 萬有引力의 法則 에서 밝히는 바)이라고 하였다. ^[5]

物理的 結果 [ 編輯 ]

1907年이면 一般相對論이 完成되기까지는 아직 8年이나 남은 時點이다. 그러나 아인슈타인은 이때 一般相對論의 出發點인 等價原理에 基盤한 새로운, 그리고 試驗 可能한 豫測들을 여러 個 내놓았다. ^[6]

첫 番째 새로운 效果는 빛의 振動數가 重力으로 인해 便易한다( 重力赤色便이 )는 것이다. 가속되는 로켓에 搭乘 中인 觀察者 두 名이 있다고 하자. 宇宙船 위에서는 "危"와 "아래"의 自然스러운 槪念이 存在한다. 宇宙船이 가속되는 方向이 "危"이고, 이에 對한 慣性으로 固定되지 않은 物體가 反對 方向으로 움직이면서 落下할 테니 그쪽이 "아래"이다. 觀察者 中 한 名이 다른 한 名 보다 "더 위"에 있다고 假定해 보자. 아래쪽에 있는 觀察者가 위쪽에 있는 觀察者에게 빛으로 信號를 보내면, 로켓의 加速 때문에 빛이 赤色편이 를 하게 된다(이는 特需相對論 에서 計算되는 바이다). 위쪽의 觀察者는 아래쪽의 觀察者가 빛을 처음 쏘았을 때와 比較하여 더 낮은 振動數의 빛을 觀察하게 될 것이다. 逆으로 위쪽의 觀察者가 아래쪽의 觀察者에게 보내는 빛 信號는 靑色便易 , 卽 振動數가 더 높아질 것이다. ^[7] 아인슈타인은 이러한 振動數 便易가 重力場 안에서 반드시 觀察되어야 한다고 했다. 左側 그림이 이것을 나타낸 것으로서, 빛이 重力적 加速에 反對되는 方向으로 움직이면서 徐徐히 赤色편이함을 보여준다. 이 效果는 實驗的으로 檢證되었으며 그에 對해서는 後述한다.

重力으로 인한 振動數 便이는 곧 重力時間遲延 과 一致한다. "위쪽" 觀察者는 "아래쪽" 觀察者보다 振動數(時間의 逆數)가 낮은 빛을 觀察하게 된 것이므로, 위쪽 觀察者에게 時間이 더 빨리 간 것이라고 할 수 있다. 卽, 重力場에서 아래쪽에 位置한 觀察者에게는 時間이 느리게 간다.

여기서 重要한 것은 各 觀察者는 自身의 基準系 안에 停止해 있는 事件이나 過程의 時間흐름의 變化를 觀察할 수 없다는 것이다. 各 觀察者의 時計의 時間이 經過하는 것은 같은 一貫性을 갖는다. 各各의 時計가 1年이 흘렀다면 各 觀察者는 그만큼 나이를 먹는다. 各 時計는 自身의 바로 周邊에서 일어나는 모든 過程에 對한 完璧한 合意로서 기능한다. 서로 다른 觀察者들이 各自의 時計를 比較할 수 있는 것은 한 쪽이 다른 쪽보다 重力場 안에서 위 또는 아래에 있어서 아래쪽에 있는 사람의 時計가 더 느리게 간다는 것을 서로 確認하게 될 때 뿐이다. ^[8] 이 效果는 極美하지만 亦是 여러 次例의 實驗으로 檢證되었다. 그에 對해서는 後述한다.

비슷한 方法으로 아인슈타인은 重力이 빛을 휘게 만든다는 것을 豫測했다. 重力場 안에서는 빛이 아래쪽으로 屈折된다. 그러나 이것은 아직 定量的으로 充分하지 않았다. 正確한 導出을 위해서는 等價原理만 가지고 될 일이 아니고, 보다 完全한 一般相對論의 形式化가 必要했다. ^[9]

조석效果 [ 編輯 ]

重力의 效果와 慣性의 效果가 等價임을 밝힌 것만으로는 一般相對論이 完成된 것이라고 할 수 없다. 地球 表面上에 있는 우리 位置 周邊에서의 重力을 說明할 때는 우리의 基準系가 自由落下가 아니기에 겉보기힘 을 통해 適切한 說明을 이끌어낼 수 있다. 그러나 地球의 한쪽 面에서 自由落下하는 物體의 基準系는 어째서 地球의 서로 다른 反對便의 사람들이 서로 反對되는 方向으로 重力적 人力을 經驗하게 되는지 說明할 수 없다.

두 個의 物體가 地球를 向해 나란히 떨어지는 狀況을 假定하면 보다 基本的인 現象이 드러난다. 이 物體들에 自由落下 慣性系를 適用하면 마치 무重量狀態처럼 보이지만 事實 그렇지 않다. 두 物體는 正確히 같은 方向으로 落下하는 것이 아니며, 空間上의 한 點, 卽 地球의 質量中心을 向해 落下한다. 그 結果 各 物體는 地球를 向해서뿐 아니라 서로를 向해서도 움직이게 된다(우측 그림 參照). 自由落下하는 昇降機 같은 보다 작은 環境에서는 이 相對 加速이 微微하지만, 地球 反對便에서 各各 空中으로 뛰어내린 스카이다이버 두 名에 對해서는 그 效果가 커진다. 이러한 힘의 差異는 地球의 바다가 조석 을 일으키는 理由이기도 하며, 때문에 이 現象을 " 조석效果 "라고 부르게 되었다.

慣性과 重力의 等價로는 이 조석效果와 같은 重力場의 變種을 說明할 수 없다. ^[10] 하여 理論을 完成하기 위해서는 質量, 特히 地球와 같은 큰 質量이 그 周圍의 慣性環境에 미치는 影響에 對한 說明이 必要해진다.

加速度에서 幾何學으로 [ 編輯 ]

重力과 加速度의 等價, 潮汐力의 役割을 探究하던 아인슈타인은 表面 幾何學 에서도 相當한 類推거리들을 發見해냈다. 예컨대 慣性基準界(自由 粒子가 일정한 速力으로 直線 經路를 따라 運動)를 回戰基準系(粒子 運動을 說明하기 위해 겉보기힘 에 該當하는 追加的 表現이 導入되어야 함)로 전환시키는 것은 直交 座標系 (모든 座標線이 直線)를 曲線 座標界 (座標線이 直線일 必要 없음)로 전환시키는 것과 같다.

보다 深度 있는 類推가 進行되면 潮汐力은 表面의 曲率 에 對應한다는 것이 드러난다. 重力場에서 조석效果가 없는지 與否는 自由落下 基準系를 選擇함으로써 重力의 效果를 無視할 수 있게 되는지 與否와 같다. 이와 類似하게 表面에 曲率이 없는지 與否는 그 表面이 어떤 平面 과 同治 認知 與否와 같다. 1912年 여름, 이러한 類推에 靈感을 받은 아인슈타인은 重力을 幾何學的으로 形式化할 方法을 찾아나섰다. ^[11]

幾何學 의 基本 要素 ? 卽 點 , 선 , 三角形 은 傳統的으로 三次元 空間 또는 二次元 表面 床에서 定義된다. 1907年, 아인슈타인이 스위스 聯邦工大에 在學할 時節 數學 先生이었던 數學者 헤르만 민코프스키 는 아인슈타인의 特殊相對論의 幾何學的 形式火因 민코프스키 空間 을 導入하여 物體가 움직이는 3次元 空間뿐 아니라 時間도 幾何의 對象으로 包含시켰다. 이 민코프스키 空間 은 四次元 時空間 을 幾何學的으로 다룰 수 있게 해준다. 움직이는 物體의 軌道는 時空間 上의 曲線( 世界線 )을 그리게 된다. 方向 變化 없이 일정한 速力으로 움직이는 物體의 軌道는 直選에 該當한다. ^[12]

平面(平平한 表面)에 適用되던 유클리드 幾何學이 아닌 一般的인 (매끄러운) 曲面 에 對한 幾何學은 이미 19世紀 初에 數學者 카를 프리드리히 가우스 가 만들었다. 그리고 1850年代에 數學者 베른하르트 리만 이 이 幾何學을 任意의 次元으로 一般化하는 리만 幾何學 을 만들었다. 勿論 當時 리만 幾何學 은 (當然하게도) 物理的 世界에 應用되는 곳이 없었다. 리만 幾何學 을 잘 알고 있던 數學者 마르셀 그로스만 은 아인슈타인이 그 동안 重力과 時空間에 對해 苦心해온 物理學的 아이디어들이 리만 幾何學 을 適用하여 敍述될 수 있음을 알게 되었다. ^[13] 리만 幾何學 의 도움을 받아 아인슈타인은 민코프스키의 時空間을 뒤틀리고 휜 時空間에 對해 一般化하는 作業에 着手했다. 敎育的 目的에서는 휘어진 時空間을 나타내기 위해 파묻힘 그림 (Embedding Diagrams)을 使用하곤 한다. ^{[14] [15]} 하지만 이 幾何學的 類推가 妥當하다는 것을 깨달은 아인슈타인은 以後 3年에 걸쳐 理論의 남아있는 빈 주춧돌, 곧 質量 이 時空間 曲率에 어떻게 影響을 끼치는지 記述하는 方程式을 알아내기 위해 努力했다. 이 方程式을 오늘날 아인슈타인 方程式 또는 아인슈타인의 重力場 方程式이라고 부른다. 아인슈타인은 1915年 末 프로이센 科學學會 에서 여러 回期에 걸쳐 自身의 새로운 重力理論을 紹介했고, 1915年 11月 25日 마지막 發表를 끝냈다. ^[16] 또한 數學者 다비트 힐베르트 는 1915年에 힐베르트 作用 통해 重力方程式을 얻었다.

幾何와 重力 [ 編輯 ]

존 아치볼드 휠러 의 表現을 빌자면, 아인슈타인의 幾何學的 重力理論은 時空間은 어떻게 運動해야 하는지를 決定하고, 質量은 그 時空間이 어떻게 휘어야 하는지 決定한다 고 要約될 수 있다. ^[17] 이것이 무슨 뜻인지는 以下 세 段落에 나누어 說明한다. 于先 所謂 試驗粒子의 運動을 探究하고 그 다음 重力의 發生 原因으로서 기능하는 質量의 性質을 알아본 뒤 마지막으로 그 質量의 性質과 時空間 曲率을 사이의 關係를 밝히는 아인슈타인 方程式을 紹介할 것이다.

重力場 캐 보기 [ 編輯 ]

어떤 天體의 重力적 影響을 톺아보기 위해서는 物理學者들이 試驗粒子 라고 부르는 槪念을 使用하는 것이 有用하다. 試驗粒子란 重力의 影響을 받지만 너무 작고 가벼워서 自己 自身의 重力은 無視할 수 있는 粒子이다. 重力을 비롯한 다른 外力이 없는 狀況에서 試驗粒子는 일정한 速力으로 直線 經路를 따라 움직인다. 時空間 敵 表現으로 말하면 이는 곧 試驗粒子가 時空間의 直線型 世界線 을 따라 움직인다는 것과 같은 意味이다. 重力이 存在할 境遇 時空間은 非유클리드 幾何學 敵이 되며(다시 말해 曲率 을 가지게 되며), 이렇게 휘어버린 時空間에서는 直線型 世界線이 存在하지 않게 된다. 代身 試驗粒子는 "最大限 直線에 가까운" 線을 따라 움직이게 되는데, 이 線을 測地線 이라고 한다. 測地線은 曲率을 考慮했을 때 始作點과 終着點 사이의 最短經路라고 理解하면 된다.

簡單한 類推는 다음과 같다. 地球의 크기와 模樣을 測定하는 學問인 測地學 에서는 地球上의 두 點 사이의 最短距離를 測地線(geodesic)이라고 한다. 語源은 그리스어로 "地球"라는 뜻의 "geo"와 "나누다"라는 뜻의 "daiein"이다. 測地線은 競選 또는 赤道 따위의 隊員 의 大略的인 一部分이다. 測地線은 曲率을 가지는 地球의 表面 위에 存在하는 線이기에 直線이 아님은 自明하다. 그러나 地球 曲率이라는 制約 안에서 最大限 直線에 가까운 線이다.

測地線은 直線과 여러 모로 그 性質이 다르다. 예컨대 平面上에서는 平行한 두 線은 絶對 만나지 않는다. 그러나 曲率을 가진 表面上의 測地線에서는 이것이 반드시 成立하지 않는다. 두 個의 서로 다른 競選은 赤道와의 交點에서는 서로 平行하지만 劇에서는 서로 만난다. 마찬가지로 自由落下하는 試驗粒子의 世界線을 時空間의 測地線 이라고 하며, 時空間上에서 가장 가까운 經路線이다. 그래도 測地線은 重力이 없는 特殊相對論의 時空間上에서 그려낼 수 있는 完全한 直選과는 決定的 差異가 存在한다. 特需相對論에 따르면 서로 平行한 測地線은 繼續 平行을 維持한다. 한便 조석效果를 考慮한 重力場에서는 測地線의 平行이 一般的으로 維持되지 않는다. 例컨대, 두 個의 物體가 처음에는 서로에 對해 相對的으로 停止해 있었는데, 地球의 重力張으로 함께 落下하게 되었을 境遇, 두 物體는 地球 中心을 向해 落下함과 同時에 서로를 向해 가까워진다. ^[18]

行星을 비롯한 天體들과 比較하면 日常生活에서 볼 수 있는 物體들(人間, 自動車, 집, 山脈 等)의 質量은 거의 없는 것이나 마찬가지이다. 이러한 物體들이 考慮될 때도 試驗粒子의 行動을 支配하는 法則들은 무슨 일이 일어날지 充分히 記述할 수 있다. 試驗粒子가 自身의 測地經路에서 벗어나게 만들려면 外部의 힘이 加해져야 한다. 어떤 사람이 椅子를 깔고 앉아 있을 狀況을 생각해 보자. 이 사람은 測地線을 따라 地球의 中心 方向으로 自由落下 해야 한다. 그러나 椅子가 사람의 엉덩이를 위로 받치면서(즉 外力을 加하여), 外力이 없었다면 測地線으로 落下했어야 할 사람의 落下를 妨害하고 있는 것이다. 이런 原理로 一般相對論은 地球 表面 周邊에서 일어나는 日常的 重力 經驗이 物體를 아래로 당기는 重力에 依한 것이 아니며, 오히려 物體를 위로 받치는 外力에 依한 것이라고 說明한다. 外力들은 地球上에 停止하고 있는 모든 物體들이 測地線 經路를 따라가게 되는 것을 妨害한다. ^[19] 自體 重力이 無視될 수 없을 程度로 質量이 큰 物體의 境遇, 試驗粒子의 境遇에 비해 運動을 記述하는 法則들이 보다 複雜해지지만, 그래도 質量을 가진 物體의 運動을 決定하는 것이 時空間임은 如前히 참으로 남는다. ^[20]

重力의 原因 [ 編輯 ]

뉴턴의 重力에 對한 定義( 萬有引力의 法則 )에 따르면 重力은 物質 그 自體에 依해 發生한다. 보다 精密하게 記述하자면 重力은 物質界의 物體의 특정한 性質, 卽 質量 에 依해 發生한다. 反面 아인슈타인의 相對論 및 그에서 派生된 重力理論들은 質量에 依해 發生하는 것은 時空間上의 모든 點의 曲率들이라고 說明한다. 여기서도 質量이 重力 發生에 一助하는 核心 要素임은 如前하다. 그러나 相對性 重力理論에서는 質量은 重力을 發生시키는 唯一한 原因이 될 수 없다. 相對論은 質量과 에너지를 連結시키며, 에너지를 運動量과 連結시킨다.

質量과 에너지 가 等價임은 저 有名한 質量?에너지 等價 公式 ${\displaystyle E=mc^{2}}$에 依해 記述된다. 이 公式은 特需相對論의 結論이다. 相對論에서 質量과 에너지는 同一한 物理量을 記述하는 서로 다른 두 가지 方法이다. 어떤 物理系가 에너지를 가진다면 그에 該當하는 質量을 가질 것이고, 그 驛도 成立한다. 特히, 어떤 物體의 에너지와 關聯된 모든 性質, 예컨대 그 物體의 溫度 , 原子核 이나 分子 의 結合 에너지 따위는 그 物體의 質量에 寄與하며 故로 重力의 原因으로서 기능한다. ^[21]

또한 特殊相對論에서 에너지는 運動量 과 緊密하게 連結된다. 特需相對論에서 時間과 空間이 時空間이라는 보다 包括的인 存在의 서로 다른 斷面이듯, 에너지와 運動量은 四次元 運動量 이라는 統一된 四次元 物理量의 서로 다른 斷面이다. 그런고로 에너지가 重力의 原因이라면 運動量 亦是 重力의 原因으로 기능해야 한다. 에너지 및 運動量과 直接的으로 連結된 다른 物理量, 예컨대 內部 壓力 이나 張力 같은 것들도 마찬가지이다. 綜合해 보면 一般相對論에서는 質量, 에너지, 運動量, 壓力, 壯力이 重力의 原因으로서 기능한다. 이 物理量들은 物質이 時空間을 어떻게 휘게 만드는지를 決定하며, 相對論의 數學的 公式化에서 에너지-運動量 텐서 라고 부르는 하나의 一般化된 物理量의 서로 다른 특수한 斷面들에 不過하다. ^[22]

아인슈타인 方程式 [ 編輯 ]

아인슈타인 方程式 은 一般相對論의 核心이라 할 수 있다. 이 方程式은 時空間 曲率과 物質의 物理量들 사이의 關係를 數學的 言語를 利用해 精密하게 形式化한다. 보다 嚴密하게 이야기하면, 아인슈타인 方程式의 形式化에서 使用되는 數學은 리만 幾何學 이며, 空間(또는 時空間)의 幾何學的 性質들은 計量 (metric)으로 記述된다. 計量은 휘어진 空間(또는 時空間)에서 거리와 角度라는 基本 幾何를 計算하는 데 必要한 情報를 含蓄하고 있다.

地球와 같은 求刑 表面은 單純한 事例를 提供한다. 表面上의 모든 點의 位置는 緯度 와 經度 라는 두 個의 座標로 記述될 수 있다. 平面上의 直交座標系와 달리, 座標의 差異는 表面上 거리의 差異와 같은 것이 아니며, 이는 오른쪽 그림을 보면 쉽게 理解된다. 赤道에 있는 사람이 西쪽을 向해 京都 30 度를 移動했을 때 移動 距離(紫朱色 선)는 藥 3300 킬로미터이다. 反面 北緯 55度에 있는 사람이 같은 方向으로 같은 經度만큼 移動했을 때 移動 距離(파란色 선)는 約 1900 킬로미터이다. 故로 求刑 表面上의 幾何를 說明하기에 이 두 座標는 充分한 情報를 提供해주지 못하며, 求刑 表面보다 더 複雜한 空間 또는 時空間에 對해서는 말할 것도 없다. 이때 모자란 情報가 바로 計量 속에 精密하게 含蓄되어 있다. 計量은 表面(또는 空間, 또는 時空間)上의 各 點에서 定義되는 函數로서 座標의 差異를 거리의 差異와 關係짓는다. 幾何에서 알고자 하는 다른 모든 物理量, 예컨대 任意의 曲線의 길이 또는 두 曲線이 만나는 角度 等은 이 計量 函數로 計算될 수 있다. ^[23]

計量 函數 및 點에서 點으로의 그 變化率을 使用해 리만 曲率 텐서 를 定義할 수 있다. 리만 曲率 텐서는 리만 多樣體 의 曲率을 決定한다. 따라서 時空間을 준 리만 多樣體 로 보는 一般相對論에서는 리만 曲率 텐서가 時空間이 各 點에서 어떻게 휘는지를 正確하게 記述한다. 詳述했다시피 時空間의 物質은 에너지-運動量 텐서 ${\displaystyle \mathbf {T} }$라는 또다른 量을 定義한다. 그리고 “時空間은 어떻게 運動해야 하는지를 決定하고, 質量은 그 時空間이 어떻게 휘어야 하는지 決定한다”라는 휠러의 要約은 이 羊들이 서로 相關關係를 가짐을 意味한다. 아인슈타인은 리만 曲率 텐서와 計量 函數로 또다른 基下諒 아인슈타인 텐서 ${\displaystyle \mathbf {G} }$를 定義하여 이 關係를 形式化했다. 아인슈타인 텐서는 時空間이 휘는 方向의 特定 樣相들을 記述한다. 하여 아인슈타인 方程式은 다음과 같이 表現된다.

${\displaystyle \mathbf {G} ={\frac {8\pi G}{c^{4}}}\mathbf {T} ,}$

卽 兩 ${\displaystyle \mathbf {G} }$(曲率을 測定)는 量 ${\displaystyle \mathbf {T} }$(物質을 測定)에 特定 常數를 곱한 것과 같다. ${\displaystyle G}$는 뉴턴의 重力常數 이고, ${\displaystyle c}$는 特需相對論의 光束 이다.

이 方程式을 複數型으로 "아인슈타인 方程式들( Einstein's equations )"이라고도 하는데, 兩 ${\displaystyle \mathbf {G} }$와 ${\displaystyle \mathbf {T} }$가 時空間의 여러 座標 函數들로 各各 定義될 수 있고, 그에 따라 그 函數들이 包含된 方程式도 各各 存在하기 때문이다. ^[24] 이 方程式들의 해( 아인슈타인 方程式의 嚴密해 )는 特定 時空間 의 幾何를 記述한다. 예컨대 슈바르츠실트 해 는 回轉하지 않는 球形의 質量 덩어리( 恒星 이나 블랙홀 ) 周圍의 時空間 幾何를 記述하고, 커 해 는 回轉하는 블랙홀 周圍의 時空間 幾何를 記述한다. 그 外에 다른 해들은 重力波 를 記述하기도 하고, 프리드만?르메트르?로버트슨?워커 해 는 宇宙의 膨脹을 記述한다. 特需相對論에서 記述하는 時空間인 曲率이 없는 민코프스키 空間 은 아인슈타인 方程式의 가장 單純한 해에 該當한다. ^[25]

實驗 [ 編輯 ]

必然的으로 참 人 科學的 理論은 存在하지 않는다. 各各의 理論들은 모두 實驗을 통해 檢證되어야 하는 模型일 뿐이다. 뉴턴의 萬有引力의 法則 은 太陽系의 行星과 衛星들의 運動을 相當한 正確度로 計算할 수 있었기에 받아들여지게 되었다. 實驗裝備의 精密度가 徐徐히 進步하면서 뉴턴의 豫測과 不一致하는 結果들이 發見되기 始作했고, 여기서부터 一般相對論이 始作되게 되었다. 마찬가지로 一般相對論에서 導出된 豫測들 亦是 實驗을 통해 檢證되어야 하며, 아인슈타인 本人도 理論의 檢證을 위한 古典的 實驗 세 가지를 直接 考案하기도 했다.

• 뉴턴의 重力理論에 따르면 完全한 舊型인 어떤 恒星 의 周圍를 公轉하는 어떤 單一 行星 의 軌道 는 楕圓 兄이 되어야 한다. 아인슈타인의 理論에 따르면 行星의 軌道는 그냥 楕圓보다 더 複雜한 曲線이 된다. 行星은 楕圓軌道 위를 따라 움직이는 것처럼 보이지만, 同時에 그 楕圓軌道 自體도 恒星 周圍를 徐徐히 돌게 된다. 오른쪽 그림에서 뉴턴의 理論에 따른 楕圓軌道는 赤色으로, 아인슈타인의 理論에 따른 軌道의 一部가 靑色으로 標示되어 있다. 우리 太陽系의 境遇, 太陽을 公轉하는 行星의 近日點이 移動하는 뉴턴 理論과 一致하지 않는 變則現象이 이미 알려져 있었다. 이 效果가 처음 測定된 行星은 水星 으로, 1859年까지 그 測定의 歷史가 거슬러 올라간다. 壽城乙 비롯한 다른 行星들의 現在까지 가장 正確한 測定값은 1966年에서 1990年 사이에 電波望遠鏡 들을 動員한 測定에 依據하고 있다. ^[26] 一般相對論에 따르면 이 값이 正確히 測定될 수 있던 行星들, 곧 水星, 金星 , 地區에 對한 變則的 近日點 移動의 제대로 된 豫測이 可能해졌다.
• 一般相對論에 따르면, 重力場 안의 빛은 直線 經路로 움직이지 않으며 質量을 가진 天體의 存在로 인해 그 經路가 屈折된다. 特히 그 中에서도 恒星들의 별빛이 太陽 周圍에서 屈折되는 現象이 두드러져서 天球上에서 恒星들의 位置가 最大 1.75 刻草까지 變化하였다(1각초는 3600分의 1 도 와 같다). 뉴턴의 重力 理論에서도 經驗的 變數에 依해 별빛이 휠 수 있지만 그 휘는 程度는 아인슈타인의 計算보다 折半 程度 작았다. 이 두 豫測 中 어느 것이 맞는지는 日蝕 이 일어났을 때 太陽 近處의 恒星을 觀測함으로써 試驗해 볼 수 있다. 하여 1919年 아서 에딩턴 이 이끄는 英國 探査隊가 西아프리카로 派遣되었고, 同年 5月 29日의 日蝕 을 觀測하여 아인슈타인의 豫測이 옳고 뉴턴을 따른 豫測이 틀렸음을 確認했다. 에딩턴의 結果는 事實 그렇게 正確한 것은 아니었다. 後날 電波天文學 의 技術 發達로 인해 높은 正確度로 먼 퀘이사 의 빛이 太陽에 依해 屈折되는 것을 에딩턴의 結果보다 더욱 분명하게 確認했다. 이러한 測定은 1967年에 처음 始作되었으며 가장 最近의 綜合的 分析은 2004年에 있었다. ^[27]
• 重力赤色便이 가 硏究室 環境 最初로 測定된 것은 1959年 로버트 파운드와 그 地圖學生 글렌 레브카의 硏究室( 파운드?레브카 實驗 )에서였다. 以後 天體物理學的 硏究에서도 白色矮星 시리우스 B 에서 나오는 빛에서 重力赤色便易가 確認되었다. 重力赤色便易와 關係가 있는 重力時間遲延 效果를 確認해 보기 爲해서는 原子時計 를 航空機에 실어 數十 킬로미터 高度와 數千 數萬 킬로미터 高度에서 測定하는 實驗이 實施되었다. 이러한 實驗은 1971年에 조지프 칼 下펠레 와 리처드 E. 키팅 이 처음 遂行하였다( 下펠레?키팅 實驗 ). 現在까지 가장 正確한 값은 1976年에 發射된 重力探査選 A號 의 實驗에서 얻은 값이다. ^[28]

그 뒤로 考案된 一般相對論 試驗 實驗으로는 샤피로 效果 또는 빛의 重力時間遲延을 정밀히 測定하는 것이 있다. 가장 最近에 이루어진 該當 實驗은 2002年에 카시니 宇宙探査船 이 遂行한 實驗이다. 또다른 實驗으로는 空間 속에서 자이로스코프 의 行動의 一般相對論적 豫測을 檢證하는 것이 있다. 달 에 設置된 人工衛星 月面 레이저 裝置 가 그 豫測 中 하나인 測地 洗車 를 實驗하였다. 또다른 實驗으로는 回轉하는 質量과 關聯된 틀 끌림 現象에 關한 것이 있다. 2004年 發射된 重力探査選 B號 人工衛星은 特旨效果와 틀 끌림 效果를 모두 實驗해 보았으며, 2008年 12月 基準으로 各各 0.5%와 15% 誤差 內에서 相對性理論이 맞음을 確認하였다. ^[29]

宇宙的 基準에서 볼 때 太陽系의 重力은 弱한 便이다. 아인슈타인과 뉴턴의 重力理論 사이에 發生하는 豫測의 差異는 大部分 重力이 剛할 때 제대로 나타난다. 하여 物理學者들은 오랫동안 比較的 强한 重力場을 舞臺로 다양한 相對論的 效果들을 試驗해 보는 데 關心을 가져왔다. 이는 雙星 펄社 의 精密한 觀測을 통해 可能해졌다. 펄社 雙星系는 高度로 密集된 中性子별 두 個가 서로를 公轉하는 恒星系이다. 두 中性子별 中 하나는 좁은 範圍로 强烈한 電波를 放出하는 펄社 이다. 이 電波 빔은 매우 일정한 間隔으로 地球를 때린다. 마치 燈臺 의 불빛이 回轉하는 것이 먼 바다의 觀察者에게는 燈臺가 깜빡거리는 것으로 보이는 것과 같다. 그래서 펄社에서는 그 間隔이 매우 일정한 脈動변광(펄스)李 觀測된다. 一般相對論은 특수한 狀況에서 이 電波 脈動의 일정한 間隔에 逸脫이 發生할 것이라고 豫測한다. 예컨대 電波가 나가는 經路上에 다른 中性子별이 存在할 境遇, 電波 빔은 그 中性子별의 重力場에 依해 屈折될 것이다. 實際로 觀測된 펄스 패턴은 一般相對論이 豫測하는 바와 相當히 一致함을 보였다. ^[30]

實用的 適用에 있어 대단히 卓越하게 有用한 事例는 汎地球位置決定시스템 (GPS)을 비롯한 衛星航法시스템 들이다. 衛星航法시스템들은 航法 (位置의 決定)과 啓示 (時間의 決定)라는 두 가지 業務를 매우 높은 精密度로 遂行한다. 이러한 시스템들은 두 個의 原子時計 로 이루어져 있다. 原子時計 하나는 地球 周圍를 公轉하는 軌道上의 人工衛星에 搭載되어 있고, 나머지 하나는 對照群으로서 地球 表面에 裝置되어 있다. 一般相對論의 豫測에 따르면 두 時計는 運動이 다르기 때문에(이 效果는 特需相對論에서 이미 豫測된 바이다) 그리고 地球의 重力場 안에서 占하고 있는 位置가 다르기 때문에 時間에 差異가 發生할 것이다. 시스템의 正確度를 維持하기 위해서는 人工衛星에 搭載된 時計가 相對論的 要因을 考慮하거나 또는 評價 알고리즘을 通한 要人을 使用하여 좀더 느리게 가게 해야 한다. 다시 말하면, 衛星航法시스템의 正確度 試驗(特히 協定世界時 의 正義를 내리기 위한 매우 徹底한 測定 等)은 相對論的 豫測의 妥當性을 檢證하는 試驗이기도 한 것이다. ^[31]

그 外에도 많은 實驗들이 이루어져 여러 形態로 表現된 等價原理 의 妥當性들을 檢證하였다. 嚴密하게 말하자면, 重力時間遲延과 關聯된 實驗들은 弱한 等價原理 를 檢證한 것이지, 一般相對論 그 自體를 檢證한 것은 아니다. 하지만 現在까지 一般相對論은 모든 觀察的 實驗 結果들과 合致하고 있다. ^[32]

天體物理學에 適用 [ 編輯 ]

一般相對論에 基盤한 模型들은 天體物理學 硏究에서 重要한 役割을 擔當한다. 이 模型들이 거둔 成功 하나하나는 一般相對論의 信賴性을 더해주는 證據가 된다.

重力렌즈 [ 編輯 ]

빛은 重力場에 依해 屈折되므로 充分히 멀리 떨어진 天體의 빛은 觀測者에게 두 個 以上의 經路를 통해 到達할 수도 있다. 매우 멀리 떨어진 天體, 예컨대 퀘이사 따위와 地球의 사이에 質量이 큰 銀河 가 存在한다면, 銀河의 한쪽 面 쪽으로 나온 빛은 重力場에 屈折된 뒤 地球의 觀測者에게 到達하고, 銀河의 反對 쪽 面 쪽으로 나온 빛 亦是 重力場에 屈折된 뒤 아까와는 살짝 다른 方向으로 같은 觀測者에게 到達하게 된다. 그 結果 그 觀測者에게는 하나의 天體가 밤하늘의 서로 다른 두 場所에 位置한 것처럼 보이게 된다. 이러한 重力적 現象은 마치 光學的 렌즈 와 그 樣態가 똑같기에 重力렌즈 라고 부른다. ^[33]

觀測天文學 에서는 重力렌즈 效果를 렌즈 구실을 하는 天體의 性質을 알아내기 위한 重要한 道具로 使用한다. 렌즈 구실을 하는 天體가 直接的으로 보이지 않는 天體일지라도 렌즈에 屈折된 天體의 賞은 빛을 굴절시킨 質量의 分布를 推測할 수 있는 情報를 提供한다. 特히 重力렌즈는 暗黑物質 의 分布를 測定할 수 있는 手段 中 하나로서, 暗黑物質은 빛과 相互作用하지 않기에 오로지 重力적 效果를 통해서만 觀測될 수 있다. 가장 흥미로운 事例는 大規模 觀測에서 觀測 可能한 宇宙 곳곳에 렌즈 구실을 할 質量들이 조각조각 分布되어 있음을 使用해 우리 宇宙의 大規模 性質 및 進化에 關한 情報를 이끌어내는 것이다. ^[34]

重力波 [ 編輯 ]

重力波 는 아인슈타인의 本來 理論에서 바로 導出되는 結論으로, 빛과 같은 速度로 傳播되는 幾何의 歪曲이며 時空間上의 波紋과 같은 形態로 생각된다. ( 流體動力學 의 重力波 (重量派, gravity wave)는 天體物理學의 重力波(gravitational waves)와 全혀 다른 槪念이므로 混同해서는 안 된다.)

2016年 2月, LIGO 硏究陣은 블랙홀 融合에서 發生하는 重力波의 直接的 觀測 에 成功했음을 發表했다. ^[35]

重力波의 間接的 效果는 몇몇 雙星系를 觀測하면서 이미 檢出된 바있다. 問題의 雙星系들은 系를 構成하는 두 恒星이 서로서로에 對해 公轉하며, 그 結果 徐徐히 에너지를 잃으면서 그 에너지를 重力波로 發散한다. 太陽 같은 普通의 별들은 이렇게 잃는 에너지가 너무 작아서 檢出할 수 없으나, 1974年 PSR1913+16 이라는 雙星 펄社 에서 이러한 에너지가 發見되었다. 펄社 雙星系는 雙性의 構成 恒星 둘 中 한쪽이 펄社이다. 펄社는 極度로 密度가 높은 密集性으로, 中性子별 의 一種이다. 中性子별이 放出하는 重力波는 普通 恒星의 그것보다 훨씬 剛하다. 또한 펄社는 兩極으로 좁은 電磁氣波 빔을 發散한다. 펄社가 自轉하면서 빔은 地區 方向도 한바퀴 쓸어가게 되고 그러면 地球에서는 일정한 電波 脈動의 形態로 그 빛줄기가 觀察된다. 마치 燈臺의 램프가 繼續 켜진 채로 回轉하는 것이 먼 바다의 배가 보기에는 불이 깜빡거리는 것처럼 보이는 것과 같다. 이 電波 脈動의 間隔은 極度로 일정하여, 매우 正確한 "時計"로서 기능한다. 이 펄社 脈動은 雙星系의 公轉週期를 알아낼 때도 使用될 수 있으며, 또한 펄社 바로 周圍의 時空間의 歪曲에 매우 敏感하게 反應한다.

PSR1913+16을 發見한 러셀 앨런 헐스 와 조지프 後턴 테일러 주니어 는 1993年 노벨 物理學賞 을 受賞했다. 그 以後로 펄社 雙星系가 여러 個 더 發見되었다. 펄社 雙星系를 構成하는 두 별이 모두 펄社日 때 正確한 一般相對論 試驗을 遂行할 수 있기에, 그러한 境遇가 가장 쓸모있다. ^[36]

現在 地上 望遠鏡을 통한 重力波 檢出器 가 多數 作動 中이며, 宇宙望遠鏡 檢出器, 레이저 干涉計 宇宙 안테나 (LISA) 等의 開發이 進行 中이다. 그 先驅的 任務인 LISA 패스파인더 는 2015年에 이미 發射되었다. 重力波 觀測은 中性子별 이나 블랙홀 같은 密集性에 對한 情報를 얻을 수 있으며, 大爆發 直後의 宇宙의 狀態를 가늠할 수 있는 手段이 된다. ^[37]

블랙홀 [ 編輯 ]

質量이 空間上의 한 領域에 充分히 密集( 후프 推測 )될 境遇 一般相對論의 豫測에 따르면 그 質量은 블랙홀 을 形成하게 된다. 블랙홀이란 重力적 效果가 너무 强해서 빛조차도 빠져나올 수 없는 空間上의 한 領域이다. 特定 種類의 블랙홀들은 質量이 큰 恒星 이 鎭火 의 마지막에 다다른 모습이다( 恒星質量 블랙홀 ). 한便 質量이 太陽 의 數百萬 倍 또는 數十億 倍에 達하는 招待質量 블랙홀 은 大部分의 銀河 核 속에 들어 있으며 過去 數十億 年에 걸쳐 銀河가 形成된 데 重要한 役割을 한 것으로 생각된다. ^[38]

密集天體의 表面에 物質이 落下하는 것은 輻射 形態로 에너지 가 放出되는 가장 效率이 좋은 過程으로서(항성 內部 核融合이 質量의 0.7%를 에너지로 放出하는 反面, 블랙홀 降着圓盤 은 質量의 40%를 輻射 에너지로 放出시킨다) ^[39] 블랙홀로 落下하는 物體는 우리가 생각할 수 있는 가장 밝은 天文現象의 原因일 것으로 생각된다. 天文學者들이 關心을 갖는 代表的인 例示로는 퀘이사 를 비롯한 여러 類型의 活動銀河核 이 있다. 適切한 條件이 갖춰지면 블랙홀 周圍에 累積된 落下物質이 相對論的 제트 를 形成할 수 있다. 相對論的 제트는 블랙홀의 陽極 方向으로 放出되는 集中된 物質의 줄기로서, 그 放出 速力은 光束 에 거의 맞먹는 亞光束이다. ^[40]

블랙홀이 重力波의 根源으로 屬望받는 여러 가지 理由가 있다. 그 中 하나는 블랙홀이 가장 密集된 天體이며 또한 두 個의 블랙홀이 서로를 公轉하는 雙星系를 이룰 수 있다는 點이다. 그 結果 그러한 블랙홀 雙星系에서 放出되는 重力波는 더욱 클 것이다. 또다른 理由는 所謂 털없음 整理 라는 것에서 導出된다. 블랙홀들을 서로 區分할 수 있는 變數는 質量, 角運動量, 殿下의 不過 몇 가지에 不過하다. 사람을 區分하는 데 있어 헤어스타일이 重要한 要素로 作用하는데 블랙홀은 이러한 헤어스타일의 구실을 할 자질구레한 變數들이 없다. 때문에 "블랙홀은 털이 없다" 하여 ‘털없음 整理’라고 부른다. 어떤 正六面體 模樣의 假設上의 物質이 重力崩壞 한다고 해서 正六面體 模樣의 블랙홀이 되는 것은 아니다. 그렇게 해서 만들어진 블랙홀은 同一한 質量의 求刑 物質이 崩壞해서 생긴 球形의 블랙홀과 區分이 不可能하다. 그런데 여기서 重要한 差異가 發生한다. 正六面體 模樣의 物質이 球形의 블랙홀로 模樣이 바뀔 때(卽 블랙홀 敍述에 必要한 變數를 除外한 "헤어스타일"李 抹消되고 "대머리"가 될 때) 重力波가 放出될 것이다. ^[41]

宇宙論 [ 編輯 ]

一般相對論의 가장 重要한 側面은 宇宙 全體에 適用될 수 있다는 點이다. 核心은 매우 巨大한 規模에서는 우리 宇宙는 매우 單純한 線上에 만들어진 것처럼 보인다. 現在의 모든 觀測들은 모든 宇宙의 構造가 平均的으로 봤을 때 觀察者의 位置나 觀察 方向과 無關하게 近似的으로 同一하다는 點을 示唆한다. 卽 宇宙는 近似的으로 均質 하며 燈榜 하다. 이렇게 比較的 單純한 宇宙는 아인슈타인 方程式의 單純해로써 나타내질 수 있다. 오늘날의 物理宇宙론 模型들은 이러한 一般相對論의 單純해에 宇宙의 質量 內容物들을 記述하는 다른 分野, 예컨대 熱力學 , 核物理學 , 粒子物理學 等을 組合하여 만들어진 것이다. 物理宇宙론 模型들에 따르면 現在의 우리 宇宙는 約 140億 年 前의 極度의 高密度 高溫 狀態, 卽 大爆發 로부터 始作되어 그 以後 膨脹 을 繼續하고 있다. ^[42]

아인슈타인 方程式은 宇宙常數 라는 港을 追加함으로써 宇宙 全體에 一般化된다. 宇宙常數 項이 存在하면 빈 空間( 眞空 ) 自體가 人力적 重力원(드물게 斥力적 重力원)으로 作用한다. 아인슈타인은 本來 이 宇宙上手라는 港을 1917年 宇宙論 論文에서 不純한 目的으로 導入하였다. 그 當時의 宇宙論에서는 宇宙가 靜的이라는 定常宇宙論 이 定說이었다. 宇宙常數 港을 追加함으로써 一般相對論의 骨組 下에서 政敵인 宇宙 模型을 構築하고자 한 것이다. 그러나 宇宙가 政敵이지 않고 事實 膨脹한다( 大爆發宇宙論 )는 것이 밝혀지자 아인슈타인은 그 卽時 宇宙常數 槪念을 廢棄해 버렸다. 그런데 오랜 歲月이 지나 1990年代 末 宇宙의 加速 膨脹을 說明하기 위해 宇宙常數 또는 그와 等價인 무엇의 存在, 卽 暗黑에너지 의 存在를 想定하게 만드는 天文學的 證據들이 꾸준히 累積되고 있다. ^[43]

오늘날의 硏究 [ 編輯 ]

一般相對論은 매우 成功的인 理論으로서 厖大한 分野의 物理的 現象을 說明하는 데 使用되는 正確한 模型들의 骨組를 이룬다. 그런 反面 一般相對論으로도 아직 解決되지 않은 흥미로운 未確認 問題들이 相當히 많다. 事實, 一般相對論은 全體的 理論으로서는 거의 確實히 不完全하다. ^[44]

基本 相互作用 을 다루는 近現代의 다른 理論들과 달리 一般相對論은 古典理論 이다. 다시 말해 量子力學 敵 效果가 考慮되지 않은 理論이란 뜻이다. 一般相對論과 量子論을 結合시키는 것은 物理學界에서 가장 根本的인 未解決 問題 이다. 그러한 結合 理論을 兩者重力 理論이라 한다. 兩者重力 理論의 屬望받는 候補로는 끈 理論 , 루프 兩者重力 等이 있으나, 現在로서는 完全하고 一貫的인 兩者重力 理論은 없다. 兩者重力 理論이 完成되면 一般相對論에서 나타나는 다른 問題的 特徵들, 예컨대 時空間 特異點 의 存在 따위도 解決될 것이라는 期待가 오랫동안 이루어지고 있다. 時空間 上의 特異點은 物理學的으로 형편없는 正義이며, 一般相對論 自體가 그 豫測力을 喪失(예컨대 블랙홀 속에서 무슨 일이 일어나는지 우리는 알 수 없다)하는 地點이기도 하다. 量子論的 修正이 加해지지 않은 一般相對論의 法則에 따르면 이러한 特異點은 宇宙 안에 반드시 存在해야만 한다( 펜로즈 特異點 整理 ). 이러한 特異點의 가장 有名한 事例로는 詳述한 블랙홀과, 大爆發 의 太初의 宇宙가 있다. ^[45]

一般相對論의 또 다른 修正 試圖는 宇宙論 敵 脈絡에서 이루어지고 있다. 현대 宇宙論 模型에서는 에너지의 大部分이 直接的으로 觀測된 바 없는 暗黑物質 및 暗黑에너지 의 形態로 存在한다. 이 요상한 物質 및 에너지의 存在를 받아들이지 않고, 重力과 宇宙膨脹 을 支配하는 法則을 修正함으로써 模型床에서 그 存在를 없애고자 하는 論爭的 提案이 여러 番 있어 왔다. 代表的인 例로는 修正 뉴턴 力學 이 그러한 試圖 中 하나이다. ^[46]

量子論과 宇宙論的 側面에서 提起되는 挑戰들을 통해 一般相對論 硏究는 未來에도 다양한 探究를 할 수 있는 可能性을 얻고 있다. 數學的 相對論學者들은 特異點의 性質과 아인슈타인 方程式의 根本的 特徵을 톺고 있다. ^[47] 또한 特殊한 時空間(예컨대 블랙홀 融合)에 對한 보다 綜合的인 컴퓨터 시뮬레이션이 試圖되고 있다. ^[48] 一般相對論이 처음 發表되고 90年 以上의 歲月이 흘렀지만, 오늘날 一般相對論과 關聯된 硏究들은 過去 그 어느 때보다도 活氣에 차 있다. ^[49]

같이 보기 [ 編輯 ]

• 一般相對論의 數學的 形式化
• 一般相對論의 數學 公式化 槪論

• 민코프스키 空間

• 一般 相對性理論
• 一般相對論의 歷史
• 닫힌 時間꼴 曲線
• 블랙홀
• 슈바르츠실트 計量
• 커 計量
• 一般相對論 實驗
• 數値相對論
• 로런츠 變換의 導出

各州 [ 編輯 ]

參考 資料 [ 編輯 ]

外部 링크 [ 編輯 ]

• (獨逸語/英語) Einstein Online . 一般 大衆을 위한 相對論物理學에 對한 다양한 글을 提供하는 웹사이트. 막스 플랑크 重力物理學 硏究所 에서 호스팅한다.
• (英語) NCSA Spacetime Wrinkles . 美國 國立 수퍼컴퓨팅 應用 硏究所 의 數値相對論 硏究陣이 만든 웹사이트. 一般相對論, 블랙홀, 重力波 에 對한 기초적 槪論을 提供한다.