문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 일반 상대성 이론 (문단 편집) === 이론의 활용 === || {{{#!folding [참고 문서 펼치기 · 접기 ] * [[중성자별]] · [[블랙홀]] : 일반 상대성 이론이 활용될 정도로 중력장이 강한 천체. * [[중력파]] : 주요 결과임과 동시에 그 자체로 활용 대상. * [[GPS]] : 지구 위에서 거의 유일하게 일반 상대성 이론이 활용되는 곳. * [[우주론]] }}} || || {{{#!wiki style="margin: -5px -10px -5px" [[파일:B1913+16.gif|width=350px]] }}} || {{{#!wiki style="margin: -5px -10px -5px" [[파일:Black_hole_-_Messier_87.jpg|width=350px]] }}} || || {{{-1 쌍성 펄사 B1913+16이 방출하는 중력 복사(중력파)}}}[br]{{{-1 자료 : J.M. Weisberg, D.J. Nice, and J.H. Taylor.}}} [[https://people.carleton.edu/~jweisber/binarypulsar/First-Binary-Pulsar.html|#]] || {{{-1 M87 은하 중심 블랙홀(EHT, 2019)}}}[br] {{{-1 저작자 : ESO(European Southern Observatory) [[https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Black_hole_-_Messier_87.jpg|#]]}}} || 초창기 일반 상대성 이론은 1915년 수성 근일점의 세차운동을 설명하고, 1919년 개기일식 관측 실험이 성공한 이후 전통적으로 3대 검증 실험 <공전 세차운동, 중력 렌즈, 적색 편이>를 중심으로 뉴턴 중력 이론에 승승장구하였으나, 계산은 복잡한데 고전 중력과 실질적으로 큰 차이를 보이지 못해 1920~1930년대에 걸쳐 양자 역학에 밀려 관심이 점차 줄어들어, 1950년대에는 거의 잊혀진 학문이 되었다. 물리학에서는 주로 뉴턴 역학의 오차를 계산하기 위한 보조 용도로만 쓰이고, 그보다는 과학 철학 분야에서 주된 연구 대상이 되었다. 중력은 이처럼 대부분의 경우 무시당할 정도로 약한 힘이지만 한도까지 뭉치면 중력은 어떤 힘보다도 막강해진다. 중력은 힘을 다한 항성들을 붕괴시켜 백색왜성, 중성자별과 블랙홀을 만들며 중성자별부터는 일반 상대성 이론이 필요해진다. 이들 별에 대한 이론적 기반은 1930년대에 생겼고, 실질적인 관측은 1960년 후반에 이르러서야 가능해졌다. (거꾸로 말하면 그전까지 일반 상대성 이론은 거의 저 세 가지 실험만 반복하고 있었다는 말이다.) 1967년 발견된 펄사는 중성자별의 일종으로 일반 상대성 이론에 대한 관심을 다시 끌어올린 중요한 연구 대상이다. 이 때를 기점으로 일반 상대성 이론은 내용이 매우 풍부해졌고 실험 대상도 다양해지면서 소위 황금기를 맞이하여 수요와 공급이 크게 증가하였다. 오늘날의 일반 상대성 이론은 [[천체물리학]]{{{-2 astrophysics}}}과 [[우주론]]{{{-2 cosmology}}}의 핵심 학문이다. 그 중 천체 물리학에 있어서 [[중성자별]]과 [[블랙홀]]은 일반 상대성 이론을 비롯한 중력이론들을 검증하고 비교하기 위해 필요한 강력한 중력장을 제공하는 최적의 장소이다. 이 둘은 천체의 죽음 이후 일어나는 중력 붕괴{{{-2 Gravitational collapse}}} 과정에서 형성되며 중력장이 매우 강하여 뉴턴 중력으로는 정확한 설명이 불가능하다. 이들을 입증하는 방법은 보통 천체의 궤도 관측에 따른 질량 측정이다. 질량에 따라 별의 운명이 결정되기 때문이다. * '''중성자별''' {{{-2 Neutron star}}} 1932년 채드윅{{{-2 Chadwick}}}이 중성자{{{-2 Neutron}}}를 발견한 직후 1934년 Baade, Zwicky에 의해 중성자별의 존재가 예측되었다. 중성자별은 중성자의 축퇴압으로 중력 붕괴를 이겨내고 형체가 유지되는 천체로, 중심 밀도는 {{{-1 [math(10^{17} \sim 10^{18} \mathrm{g/cm}^3)]}}}에 달하며 질량은 {{{-1 [math(1.5 \sim 3 M_☉)]}}}에 이른다. 일반 상대성 이론으로 예측되는 질량은 뉴턴 이론이 예측하는 질량과 {{{-1 [math(10\% \sim 100\%)]}}} 가량 차이나며, 1968년 발견된 펄사{{{-2 Pulsar}}}는 최초로 중성자별로 밝혀졌다. 특히 헐스-테일러 쌍성계{{{-2 Hulse–Taylor pulsar}}} B1913+16으로부터 중력파의 존재를 처음으로 입증한 이래, 펄사 쌍성계는 현대의 중력 이론에 관한 가장 중요한 실험실이 되었다. * '''블랙홀''' {{{-2 Black hole}}} 블랙홀의 이론적 기반은 1939년 오펜하이머{{{-2 Oppenheimer}}}와 스나이더{{{-2 Snyder}}}에 의해 처음 마련되었다. 초신성 폭발 이후 태양 질량의 3배 이상({{{-1 [math(\sim 3 M_☉)]}}}, TOV 한계)이 남겨진 별은 알려진 그 어떤 기전도 계속되는 중력 붕괴를 막지 못하며 결국 [[사건의 지평선]]을 만들면서 중심 밀도가 [math(\infty)]인 하나의 점으로 수축하게 된다. 최초로 발견된 블랙홀 천체는 [[백조자리 X-1]](Cygnus X-1)(1964)이다. 백조자리 X-1은 HDE 226868이라는 청색 초거성과 쌍성계를 이루고 있으며, 약 5.6일이라는 공전 주기로 질량 중심을 공전하면서 강력한 X선을 뿜고 있다. 여러 모델을 기반으로 한 면밀한 관측 결과 추정되는 질량은 약 {{{-1 [math(15 \sim 25 M_☉)]}}} (2021년 기준 {{{-1 [math(21.2±2.2 M_☉)]}}}[* Miller-Jones, James C. A.; et al. (18 February 2021). "Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds". Science. 371 (6533): 1046–1049.[[https://www.science.org/doi/10.1126/science.abb3363|#]]])으로 중성자별의 한계 질량({{{-1 [math(\sim 3 M_☉)]}}})을 한참 초과하여 블랙홀로 인정되었다. 한편 블랙홀도 강력한 중력장의 일종으로 중력 이론들을 위한 중요한 검증 실험들이 이루어진다. 우리 은하 중심의 초대질량 블랙홀(Sgr A*) 주위를 빠르게 공전하는 항성 S2를 통해 적색 편이와 근일점 세차 운동 현상이 정확하게 검증되었으며[* GRAVITY Collaboration (Abuter, R., et al.) 2018, "Detection of the gravitational redshift in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole", A&A 615, L15 [[https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2018/07/aa33718-18/aa33718-18.html|#]]][* GRAVITY Collaboration (Abuter, R., et al.) 2020, "Detection of the Schwarzschild precession in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole", A&A 636, L5 [[https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2020/04/aa37813-20/aa37813-20.html|#]]], M87 은하 중심 블랙홀에서 관측한 제트의 세차운동(2023년 9월 발표)은 빠르게 회전하는 유형의 블랙홀(커 블랙홀{{{-2 Kerr black hole}}})이 일으키는 틀끌림 효과를 잘 보여준다[* Yuzhu Chi et al. "Precessing jet nozzle connecting to a spinning black hole in M87", Nature volume 621, pages711–715 (2023) [[https://www.nature.com/articles/s41586-023-06479-6|#]]]. * '''중력파''' {{{-2 gravitational wave}}} 중력파 천문학{{{-2 Gravitational wave astronomy}}}은 관측 천문학에서 앞으로 매우 중요해지는 분야로 전망된다. 중력파는 흑체복사처럼 그것을 만드는 천체에 관한 정보를 담고 있으며, 특히 전자기파로는 연구하기 어려운 블랙홀 쌍성에 관한 정보도 포함하고 있다. 정보가 지구에 도달하는 과정에서 전자기파처럼 성간 물질 등에 의해서 방해를 받지도 않는다. 따라서, 중력파는 관측이 어렵거나 가능성이 희박한 천체 현상을 탐색하는 중요한 수단이 된다. 중력파가 천체에 관한 어떤 정보를 담고 있는지, 그것을 어떻게 알아내는지에 관한 이론적 연구는 그간 많이 이루어졌지만, 그것을 천문학 연구에 활용하려면 직접 검출이 필요하다. 중력파는 앞서 언급된 헐스-테일러 펄사 쌍성계에 대한 연구를 통해 1980년대 이후로 처음으로 존재가 입증되었다.[* Hulse, R. A. & Taylor, J. H., "Discovery of a pulsar in a binary system", Astrophysical Journal, vol. 195, Jan. 15, 1975, pt. 2, p. L51-L53. [[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...195L..51H/abstract|#]]][* Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. (October 1981). "Gravitational waves from an orbiting pulsar". Scientific American. 245 (4): 74–82.] 하지만 중력파의 진폭은 원자핵 직경보다 작을 정도로 매우 작아서 직접 검출은 2015년 LIGO{{{-2 Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory}}}에서 검출 장치를 개선한 직후에야 이루어졌다.[* B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger", Phys. Rev. Lett. 116, 061102 – Published 11 February 2016[[https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102|#]]] 이 발견은 21세기 물리학계 최고의 성과 중 하나로 꼽힌다. 이 첫번째 직접 검출을 통해 우리는 블랙홀 쌍성 및 그 충돌을 확인할 수 있었다. 이후 수십 건의 추가 검출이 이루어지면서 중성자별 쌍성의 충돌, 블랙홀과 중성자별의 충돌 등 다양한 천문 현상들을 포착하고 이러한 현상들이 금, 백금 등 무거운 원소들의 근원임을 확인할 수 있었으며, 중력파와 전자기파의 동시 검출(± 2초)을 통해 중력의 속도와 광속의 오차 한계를 설정하는 이론적 성과도 있었다.[* Abbott BP, et al. (LIGO, Virgo and other collaborations) (October 2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger". The Astrophysical Journal. 848 (2): L12.] 이외에도 우주론에서 허블 상수의 측정에 활용될 수 있다. 보다 정밀한 관측을 위해 여러 형태의 검출기가 연구 및 설계 중에 있으며, 이후 연구 성과가 축적되면 관측 천문학의 새로운 지평을 열어줄 것으로 기대되고 있다. 일반 상대성 이론의 가장 궁극적인 활용처는 바로 우주 전체라고 할 수 있다. 현대 우주론은 아인슈타인의 우주 상수 논문으로부터 시작하여 허블 법칙, 빅뱅 우주론, 인플레이션 이론, 암흑 에너지 등 20세기 동안 일반 상대성 이론을 기반으로 비약적인 발전을 이루었다. 일반 상대성 이론은 아인슈타인 방정식으로부터 유도되는 [[아인슈타인 방정식#s-5.3.2|프리드만 방정식]]{{{-2 Friedmann equations}}}을 통해 우주 공간의 성질과 진화를 설명한다. 빅뱅 이후 우주 공간은 [[허블-르메트르 법칙]]{{{-2 Hubble–Lemaître law}}}의 형태로 팽창하고 있으며, 우주의 밀도와 임계 밀도의 관계에 따라 우주 공간의 형태가 결정되고 앞으로 영원히 팽창하느냐, 수축하여 한 점으로 붕괴할 것이냐가 갈리게 된다. 전자를 빅 프리즈{{{-2 Big freeze}}}, 후자를 빅 크런치{{{-2 Big crunch}}}라고 부르기도 한다. * '''빅뱅 우주론''' {{{-2 Big bang}}} 프리드만의 제자 가모프{{{-2 Георгий Гамов}}}는 1946년 초창기의 우주가 매우 뜨겁고 밀집한 고온고밀도 상태였다고 주장하였고, 1948년에는 그때의 흔적인 우주배경복사를 예측하였다. 이 가설은 이후 빅뱅 우주론(Big bang theory)이라 불리며 허블의 관측결과, 수소와 헬륨의 분포, 우주배경복사를 근거로 하고 있다. 1964년 우주배경복사가 발견된 이후, 빅뱅 우주론은 현대 우주론의 기준 모델이 되었다. * '''GPS''' {{{-2 Global Positioning System}}} 한편 지구에서, 일반 상대성 이론이 거의 유일하게 중요해지는 때가 바로 GPS이다. 일반 상대성 이론에 의한 효과와 특수 상대성 이론에 의한 효과를 감안하면, 매일 {{{-1 [math(38.6 \mu \mathrm s)]}}} 만큼의 오차가 발생하므로(하루에 거의 10km 오차를 만든다!) 이를 보정해줘야 한다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기