일반 상대성이론(General Relativity)

일반 상대성이론(General Relativity)은 물질 간 중력 상호작용을 기술하는 이론입니다. 그 바탕은 알베르트 아인슈타인이 1915년 완성하고 1916년 공식 발표했습니다. 이 이론은 처음으로 중력장을 시공간의 굴곡으로 등효시켰습니다. 

 

블랙홀

천체물리학에서 광의상대성이 어떤 큰 질량의 항성이 블랙홀로 종식될 수 있다는 것을 직접 유도해내는 공간의 일부 영역이 빛조차 빠져나가지 못할 정도로 심하게 뒤틀리고, 블랙홀을 형성할 수 있는 항성의 최소 질량을 창드라세카 한계라고 부릅니다.

 

중력의 투영

항성질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀이 일부 천체(예를 들어 활동 은하핵과 미세 은하체)에서 나오는 고강도 방사선의 직접적인 원인이라는 증거가 나왔습니다. 중력장에서의 빛의 편곡은 중력렌즈 현상을 만들어 먼 곳에 있는 같은 천체의 여러 이미지를 관찰할 수 있게 합니다.

 

중력파

일반 상대성이론은 중력파의 존재(아인슈타인이 1918년 쓴 논문 '론인력파')도 예언해 직접 관측에 의해 입증됐습니다. 또한 일반 상대성이론은 현대 우주학의 팽창 우주 모델의 이론적 토대가 되기도 합니다. 

시공관계

19세기 말 뉴턴역학과 (스코틀랜드의 수학자) 맥스웰(18311879) 전자기 이론이 완벽해지자 일부 물리학자들은 물리학의 발전이 사실상 끝났다고 주장했지만 갈릴레이 변환을 이용해 빛의 전파 등을 설명하자 날카로운 창을 발견했습니다. 방패, 클래식한 시공관에 의문을 품습니다. 아인슈타인은 이런 문제들에 대해 물리학에서 새로운 시공관을 제시하며 빛의 속도와 비교할 수 있는 고속 운동 물체의 법칙을 세우고 상대성 이론을 창시했습니다. 좁은 의미의 상대성 이론은 두 가지 기본 가설을 전제로 추도된 것입니다:

 

(1) 광속 불변의 원리: 즉, 어떤 관성계에서도 진공 광속 c는 모두 동일합니다. 299,792입니다. 458m/s, 광원과 관계관찰자의 운동 상태는 무관합니다.

 

(2) 좁은 의미의 상대성 원리: 물리학의 기초를 말합니다. 본 법칙 내지 자연 법칙은, 모든 관습에 대하여 계설도상 같습니다.

 

아인슈타인의 두 번째 상대성 이론(1916년)

이 이론은 중력이 공간인 시간 굴곡의 기하학적 효과(즉, 공간 속의 점 사이만이 아니라 공간과 시간 속의 점 사이의 거리를 고려한 기하학)의 왜곡에 의해 발생한다고 보고, 따라서 중력장은 시간과 거리에 영향을 줍니다. 

 

만유인력

일반 상대성이론: 만유인력의 본질에 관한 이론입니다. 한때 만유인력의 법칙을 상대성 이론의 틀에 넣으려 했던 아인슈타인은 실패를 거듭한 끝에 좁은 의미의 상대성 이론은 만유인력의 법칙을 수용할 수 없다는 것을 깨달았습니다. 그리하여, 그는 좁은 의미의 상대성 원리를 넓은 의미의 상대성에까지 확대하였습니다. 국소관성계에서 만유인력과 관성력이 동등한 원리로 시공간의 리만 기하학으로 중력을 묘사하는 광의상대성이론 이론을 세웠습니다.

좁은 의미의 상대성 이론

협의상대성이론과 광의상대성이론: 협의상대성이론의 시공간 배경은 평평한 4차원 시공간이고, 광의상대성이론은 임의의 위계 리만 공간에 적용되며, 그 시공간 배경은 휘어진 리만 시공간입니다.

 

발전 과정

아인슈타인은 1905년 좁은 의미의 상대성 이론에서 빛이 중력과 가속도에 미치는 영향을 탐구하는 논문을 발표하면서 넓은 의미의 상대성 이론의 모태가 형성되기 시작했습니다. 1912년 아인슈타인은 중력장을 기하학적인 언어로 어떻게 묘사할 수 있는지 탐구하는 또 다른 논문을 발표했습니다. 이에 따라 일반상대성이론적 운동학이 등장했습니다. 1915년에 이르러 아인슈타인장 방정식이 발표되고 비로소 전체 광의 상대성 이론의 동역학이 완성되었습니다.

 

구해장 방정식

1915년 이후 일반 상대성이론의 발전은 구해장방정식에 집중되었고, 해의 물리적인 해석과 가능성의 실험과 관측에도 많은 부분을 차지하였습니다. 그러나 장방정식은 비선형 편미분 방정식으로, 쉽게 해독할 수 없기 때문에, 컴퓨터가 과학에 적용되기 전에는 소수의 정확한 해독만을 얻었습니다. 이 중 유명한 것은 슈바르시해, 레슬러-노스트롬해, 케르해입니다. 

 

3대 검증

광의상대성이론의 실험 검증에는 유명한 3대 검증이 있습니다. 수성의 근일점에서의 진동 중 매 100년 43초의 잔여 진동은 장기간 설명되지 못하고 일반 상대성이론에 의해 완전하게 설명되었습니다. 중력장에서의 빛의 굴곡은, 넓은 의미의 상대성이론을 계산한 결과 뉴턴 이론보다 딱 1이 큽니다. 에딩턴과 다이슨의 관측대가 1919년 5월 29일 일식을 이용해 관측한 결과 광의상대성이론이 옳다는 것을 확인했습니다. 다시 중력 적색 이동입니다. 넓은 의미의 상대성 이론에 따르면 중력장에서의 시계는 느려져야 합니다. 따라서 항성 표면에서 지구로 올라오는 광선은 그 스펙트럼선에 적색 이동이 발생합니다. 이 역시 매우 정밀도에서 얻어집니다. 이때부터 넓은 의미에서 상대성이론 이론의 정확성을 얻었습니다. 

 

또 우주의 팽창은 일반 상대성이론의 또 다른 절정을 만들어냈습니다. 1922년부터 연구자들이 현장방정식에 대해 도출한 해답은 팽창 속 우주였고 아인슈타인은 그때도 자연히 우주가 정지해 있지 않다는 것을 믿지 않았기 때문에 그 자리 방정식에 우주 상식을 넣었습니다. 수로 장방정식을 안정 우주의 해로 풀 수 있습니다. 그러나 이 해는 이론적으로 불안정하고, 작은 방해를 일으키면 팽창하거나 수축할 수 있습니다.  또 관측상 1929년, 허블은 우주가 실제로 팽창하고 있다는 것을 알아냈는데, 이 실험 결과 아인슈타인은 우주 상수를 포기하고, 이것이 내 생애 최대의 것이라고 주장하였습니다. 
그러나 최근 I형 초신성의 관찰에 따르면 우주 팽창은 가속화되고 있습니다. 그래서 우주 상수가 다시 살아날 가능성이 있습니다. 우주에 존재하는 암흑 에너지는 우주 상수로 설명되어야 할 것입니다.