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(번역) Gravity

by 다움위키 2024. 2. 16.
Original article: w:Gravity

 

물리학에서, 중력(gravity) (from lat gravitas, meaning 'weight', meaning '무게')은 질량(mass) 또는 에너지(energy)를 갖는 모든 것 사이에 상호 인력을 일으키는 기본적인 상호 작용(fundamental interaction)입니다. 중력은, 지금까지, 네 가지 기본 상호 작용 중 가장 약하며, 근사적으로 강한 상호 작용(strong interaction)보다 \(10^{38}\)배, 전자기력(electromagnetic force)보다 \(10^{36}\)배, 및 약한 상호 작용(weak interaction)보다 \(10^{29}\)배입니다. 결과로써, 그것은 아원자 입자(subatomic particles)의 수준에서는 큰 영향을 미치지 않습니다. 어쨌든, 중력은 거시적 규모(macroscopic scale)에서 물체 사이의 가장 중요한 상호 작용이고, 행성(planets), 별(stars), 은하(galaxies), 및 심지어 빛(light)의 움직임을 결정합니다.

지구에서, 중력은 물리적 대상(physical objects)에 무게를 제공하고, 달의 중력(Moon's gravity)은 바다에 물결(tides)을 만듭니다. 중력은 역시 많은 중요한 생물학적 기능을 가지고 있어, 지방성(gravitropism)의 과정을 통해 식물의 성장을 안내하는 데 도움을 주고 다세포 유기체(multicellular organisms)에서 체액 순환(circulation)에 영향을 미칩니다. 무중력(weightlessness)의 효과에 대한 조사는 중력이 인체 내 면역 시스템(immune system) 기능과 세포 분화(cell differentiation)에 역할을 할 수 있음을 보여주었습니다.

우주의 원래 기체 물질 사이의 중력 인력은 그것을 합체(coalesce)하도록 허용하고 별을 형성(form stars)하여 결국 은하로 응축되므로, 중력은 우주에서 많은 대-규모 구조를 담당합니다. 중력은 무한한 범위를 가지지만, 물체가 멀어질수록 효과가 약해집니다.

중력은 일반 상대성 이론(general theory of relativity) (1915년 알베르트 아인슈타인(Albert Einstein)에 의해 제안됨)에 의해 가장 정확하게 설명되며, 그 이론은 중력을 힘으로 설명하지 않지만, 질량의 불균등한 분포에 의한 및 질량들을 측지(geodesic)선을 따라 움직이도록 하는 원인이 되는 시공간(spacetime)의 곡률(curvature)로 설명합니다. 이러한 시공간의 곡률의 가장 극단적인 예제는 블랙홀(black hole)이며, 블랙홀의 사건 지평선(event horizon)을 한번 지나면 어떤 것도—심지어 빛조차도—빠져나갈 수 없습니다. 어쨌든, 대부분의 응용에서, 중력은 뉴턴의 만유인력 법칙(Newton's law of universal gravitation)에 의해 잘 근사화되며, 이 법칙은 중력을 그들 질량의 곱에 비례(proportional)하고 그들 사이의 거리(distance)의 제곱에 반비례(inversely proportional)하는 크기를 갖는 임의의 두 물체를 서로 끌어당기는 힘으로 설명합니다:

\(\quad\displaystyle F = G \frac{m_1 m_2}{r^2}, \)

여기서 F는 힘, \(m_1\)과 \(m_2\)는 상호 작용하는 대상의 질량, r은 질량의 중심사이의 거리이고 G는 중력 상수(gravitational constant)입니다.

입자 물리학(particle physics)의 현재 모델은 프랑크 시대 (우주의 탄생 후 최대 \(10^{-43}\) 초) 동안 개발된, 아마도 현재 알려지지 않은 방식으로 거짓 진공(false vacuum), 양자 진공(quantum vacuum), 또는 가상 입자(virtual particle)와 같은 원시 상태에서, 아마도 보통의 공간 및 시간과 함께 양자 중력(quantum gravity), 초-중력(supergravity), 또는 중력 특이점(gravitational singularity)의 형태로, 우주에서 가장 초기의 중력의 인스턴스가 발생했음을 암시합니다. 과학자들은 현재 양자 역학(quantum mechanics)과 일치하는 중력 이론, 양자 중력(quantum gravity) 이론을 개발하기 위해 노력하고 있으며, 그 이론은 중력이 물리학의 다른 세 가지 기본 상호 작용과 공통 수학적 프레임워크 (만물의 이론(theory of everything))로 통합될 수 있도록 합니다.

History

Ancient world

중력의 본질과 메커니즘은 다양한 고대 학자에 의해 탐구되었습니다. 그리스에서, 아리스토텔레스(Aristotle)는 지구가 우주의 중심이고 우주에서 모든 질량을 지구 쪽으로 끌어당기기 때문에 물체가 지구를 향해 떨어진다고 믿었습니다. 그는 역시 떨어지는 물체의 속력은 그것의 무게와 함께 증가해야 한다고 생각했는데, 이는 나중에 거짓인 것으로 밝혀졌습니다. 아리스토텔레스의 관점이 고대 그리스 전역에서 널리 받아들였지만, 중력의 인력이 지구에만 있는 것이 아니라고 정확하게 예측한 플루타르코스(Plutarch)와 같은 다른 사상가도 있었습니다.

비록 그는 중력을 하나의 힘으로 이해하지 못했지만, 고대 그리스 철학자 아르키메데스(Archimedes)는 삼각형의 무게 중심을 발견했습니다. 그는 역시 두 개의 같은 무게가 같은 중력의 중심을 가지지 않으면, 두 무게 함께 질량의 중심이 그것들의 중력의 중심을 연결하는 직선의 중앙에 있을 것이라고 가정했습니다.

인도에서, 수학자이자 천문학자 아리아바타(Aryabhata)는 행성 자전(planet's rotation)의 원심력(centrifugal force)에 의해 물체가 지구에서 멀어지지 않는 이유를 설명하기 위해 먼저 중력을 식별했습니다. 나중에, 기원 7세기에 브라마굽타(Brahmagupta)는 중력이 물체를 지구로 끌어당기는 인력이라는 생각을 제안했고 그것을 설명하기 위해 gurutvākarṣaṇ라는 용어를 사용했습니다.

고대 중동에서, 중력은 치열한 논쟁의 주제였습니다. 페르시아의 지식인 알-비루니(Al-Biruni)는 중력의 힘은 지구에만 있는 것이 아니라고 믿었었고, 다른 천체도 마찬가지로 중력을 작용해야 한다고 올바르게 가정했습니다. 대조적으로, 알-카지니(Al-Khazini)는 우주에서 모든 물질이 지구의 중심에 끌린다는 아리스토텔레스와 같은 입장을 견지했습니다.

Scientific revolution

16세기 중반에서, 여러 유럽 과학자들은 무거운 물체가 더 빠른 율로 낙하(fall)한다는 아리스토텔레스-학파(Aristotelian)의 개념을 실험적으로 반증했습니다. 특히, 1551년 스페인 도미니크회 사제 도밍고 데 소또(Domingo de Soto)는 자유 낙하(free fall)에서 물체가 균등하게 가속된다고 썼습니다. 데 소또는 Benedetto Varchi, Francesco Beato, Luca Ghini, 및 Giovan Bellaso에 의한 물체의 낙하에 대한 아리스토텔레스의 가르침과 모순되는 실험을 포함하여 이탈리아에서 다른 도미니카회 사제에 의해 수행된 초기 실험에 영향을 받았을 수 있습니다. 16세기 중반 이탈리아 물리학자 지암바티스타 베네데띠(Giambattista Benedetti)는 특정 중력(specific gravity)으로 인해 같은 재료로 만들어졌지만 질량이 다른 물체는 같은 속력으로 떨어질 것이라고 주장하는 논문을 발표했습니다. 1586년 델프트 탑 실험(Delft tower experiment)에서, 플랑드르 물리학자 시몬 스테빈(Simon Stevin)은 크기와 무게가 다른 두 개의 포탄이 탑에서 떨어질 때 같은 율로 떨어지는 것을 관찰했습니다. 마지막으로, 16세기 후반에, 갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei)는 다른 무게의 공이 같은 속력으로 떨어지는 것을 다시 한 번 보여주기 위해 유명한 피사의 사탑 실험(Leaning Tower of Pisa experiment)을 수행했습니다. 갈릴레오는 이 지식을 경사면 아래로 굴러가는 공의 신중한 측정과 결합하여 중력 가속도가 모든 물체에 대해 같다는 것을 확고히 확립했습니다. 갈릴레오는 낮은 밀도와 높은 표면 넓이를 갖는 물체가 대기에서 더 천천히 떨어지는 이유는 공기 저항(air resistance) 때문이라고 추측했습니다.

1604년에, 갈릴레오는 떨어지는 물체의 거리는 경과 시간의 제곱(square)에 비례한다는 가설을 올바르게 가설했습니다. 이것은 나중에 1640년과 1650년 사이에 이탈리아 과학자 예수회 그리말디(Grimaldi)와 리치올리(Riccioli)에 의해 확인되었습니다. 그들은 역시 진자의 진동을 측정함으로써 지구의 중력(Earth's gravity)의 크기를 계산했습니다.

Newton's theory of gravitation

1684년에, 뉴턴은 케플러의 행성 운동 법칙(Kepler's laws of planetary motion)에 대한 물리적 정당성을 제공했던 De motu corporum in gyrum ('궤도에 있는 물체의 운동에 대하여')라는 제목의 원고를 에드먼드 해일리(Edmond Halley)에게 보냈습니다. 해일리는 그 원고에 깊은 인상을 받았고 뉴턴에게 그것을 확장하도록 촉구했고, 몇 년 후 뉴턴은 Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (자연 철학의 수학적 원리)라는 획기적인 책을 출판했습니다. 이 책에서, 뉴턴은 중력을 보편적인 힘으로 설명하고, "행성을 그것들의 궤도에 유지하는 힘은 행성들이 그것들을 중심으로 회전하는 중심에서 그것들 거리의 제곱과 같아야 한다"라고 주장했습니다. 이 명제는 나중에 다음과 같은 역-제곱 법칙으로 압축되었습니다:

\(\quad\displaystyle F = G \frac{m_1 m_2}{r^2}, \)

여기서 F는 힘, \(m_1\)과 \(m_2\)는 상호 작용하는 물체의 질량, r은 질량들의 중심 사이의 거리이고 G는 중력 상수(gravitational constant) \(6.674\times 10^{-11} m^3\cdot kg^{-1} \cdot s^{-2}\)입니다.

뉴턴의 Principia는 과학 공동체에 의해 호평을 받았고, 그의 중력 법칙은 유럽 전역으로 빠르게 퍼졌습니다. 100여 년 후, 1821년에, 그의 중력 이론은 해왕성의 존재를 예측하기 위해 사용되었을 때 훨씬 더 유명해졌습니다. 그 해에, 프랑스 천문학자 알렉시 부바르(Alexis Bouvard)는 이 이론을 천왕성(Uranus)의 궤적을 모델링한 테이블을 만들기 위해 사용했으며, 이 테이블은 천왕성의 실제 궤적과 크게 다른 것으로 나타났습니다. 이 불일치를 설명하기 위해, 많은 천문학자들은 천왕성의 궤도 너머에 궤도를 방해하는 큰 물체가 있을 수 있다고 추측했습니다. 1846년에, 천문학자 존 카우치 아담스(John Couch Adams)와 어뱅 르 베리에(Urbain Le Verrier)는 독립적으로 뉴턴의 법칙을 밤하늘에서 해왕성의 위치를 ​​예측하기 위해 사용했고, 그 행성은 하루 만에 그곳에서 발견되었습니다.

General relativity

결국, 천문학자들은 뉴턴의 이론에 의해 설명될 수 없는 행성 수성(Mercury) 궤도의 이심률을 알아차렸습니다: 그 궤도의 근일점(perihelion)은 세기당 약 42.98 아크초(arcseconds)씩 증가하고 있었습니다. 이 불일치에 대한 가장 분명한 설명은 아직 발견되지 않은 천체(예를 들어, 수성보다 더 가까운 태양을 공전하는 행성)였지만, 그러한 천체를 찾으려는 모든 노력은 결실을 맺지 못했습니다. 마지막으로, 1915년 알베르트 아인슈타인(Albert Einstein)은 수성의 궤도를 정확하게 모델링할 수 있었던 일반 상대성(general relativity) 이론을 개발했습니다.

일반 상대성 이론에서, 중력의 효과는 힘 대신 시공간(spacetime)의 곡률(curvature)에 기인합니다. 아인슈타인은 동등성 원리(equivalence principle)의 형식으로 이 아이디어를 가지고 놀기 시작했으며, 이 발견은 나중에 그가 "내 인생에서 가장 행복한 생각"으로 묘사했습니다. 이 이론에서, 자유 낙하는 관성 운동과 동등한 것으로 고려되며, 자유-낙하하는 관성 물체는 지상의 비관-성 관찰자에 비해 가속됨을 의미합니다. 뉴턴 물리학(Newtonian physics)과 달리, 아인슈타인은 물체에 어떤 힘을 가하지 않고도 이러한 가속이 일어날 수 있다고 믿었습니다.

아인슈타인은 시공간이 물질에 의해 휘어지고, 자유-낙하하는 물체는 휘어진 시공간에서 지역적으로 직선 경로를 따라 움직인다고 제안했습니다. 이들 직선 경로는 측지선(geodesics)이라고 불립니다. 뉴턴의 첫 번째 운동의 법칙에서와 같이, 아인슈타인은 물체에 힘이 가해지면 물체가 측지선에서 벗어나게 될 것이라고 믿었습니다. 예를 들어, 지구 표면에 서 있는 사람들은 지구의 기계적 저항이 그들에게 위쪽으로 힘을 가하기 때문에 측지선 경로를 따라가지 못하게 됩니다. 이것은 시공간에서 측지선을 따라 움직이는 것이 관성으로 고려되는 이유를 설명합니다.

중력에 대한 아인슈타인의 설명은 이전에 당혹스러웠던 다양한 실험 결과를 설명할 수 있었기 때문에 대다수의 물리학자들이 빠르게 받아들였습니다. 그 후 몇 년 동안, 광범위한 실험이 일반 상대성 이론에 대한 추가 지원을 제공했습니다. 오늘날 아인슈타인의 상대성 이론은 절대 정밀도가 요구되는 모든 중력 계산에 사용되지만, 뉴턴의 역-제곱 법칙은 여전히 ​​유용하고 상당히 정확한 근삿값입니다.

Modern research

현대 물리학(modern physics)에서, 일반 상대성 이론은 중력의 이해에 대해 프레임워크로 남아 있습니다. 물리학자들은 일반 상대성 이론의 기초를 형성하는 아인슈타인 필드 방정식(Einstein field equations)에 대한 해(solutions)를 찾기 위해 계속 노력하고 있지만, 일부 과학자들은 일반 상대성 이론이 특정 시나리오에 전혀 적용되지 않을 수 있다고 추측했습니다.

Einstein field equations

아인슈타인 필드 방정식은 물질이 시공간의 곡률에 미치는 영향을 설명하는 10 부분 미분 방정식(partial differential equations)의 시스템(system)입니다. 그 시스템은 종종 다음과 같은 단순화된 형식으로 표현됩니다:

\(\quad\displaystyle G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu} = \frac{8\pi G}{c^4} T_{\mu \nu},\)

여기서 \(G_{\mu \nu}\)는 아인슈타인 텐서(Einstein tensor), \(g_{\mu \nu}\)는 메트릭 텐서(metric tensor), \(T_{\mu \ni}\)는 스트레스-에너지 텐서(stress–energy tensor), \(\Lambda\)는 우주 상수(cosmological constant), \(G\)는 뉴턴의 중력 상수이고 \(c\)는 빛의 속력(speed of light)입니다. 항 \(\frac{8\pi G}{c^4}\)은 때때로 아인슈타인 중력 상수 \(\kappa\)로 참조됩니다.

연구의 주요 영역은 아인슈타인 필드 방정식에 대한 정확한 해(exact solutions)의 발견입니다. 이들 방정식을 푸는 것은 특정 물리적 조건 아래에서 메트릭 텐서 (시공간의 곡률과 기하학을 정의)에 대해 정확한 값을 계산하는 것과 같습니다. 그러한 해를 구성하는 것에 대해 형식적 정의는 없지만, 대부분의 과학자들은 기본 함수(elementary functions) 또는 선형 미분 방정식(linear differential equations)을 사용하여 표현될 수 있어야 한다는 데 동의합니다. 그 방정식의 일부 가장 주목할만한 해는 다음을 포함합니다:

오늘날, 아인슈타인 필드 방정식이 풀리지 않아서 많은 중요한 상황이 남아 있습니다. 그 중 가장 중요한 것은 두 개의 상호 작용하는 거대한 물체 (예를 들어, 태양과 지구, 또는 이항 별 시스템(binary star system)의 두 별) 주위의 시공간 기하학과 관련된 두-몸체 문제(two-body problem)입니다. 세 개 이상의 거대한 몸체의 상호 작용 ("n-몸체 문제")을 고려할 때 상황은 훨씬 더 복잡해지고, 일부 과학자들은 아인슈타인 필드 방정식이 이러한 맥락에서 절대 풀리지 않을 것이라고 생각합니다. 어쨌든, 포스트-뉴턴 확장(post-Newtonian expansion)의 기법을 사용함으로써 n-몸체 문제에서 필드 방정식에 대한 근사해를 구성하는 것은 여전히 ​​가능합니다. 일반적으로, 아인슈타인의 필드 방정식의 극단적인 비-선형성은 가장 구체적인 경우를 제외하고는 그것을 풀기 어렵게 만듭니다.

Gravity and quantum mechanics

대규모 중력의 영향을 예측하는 데 성공했음에도 불구하고, 일반 상대성 이론은 궁극적으로 양자 역학(quantum mechanics)과 양립할 수 없습니다. 이것은 일반 상대성 이론이 중력을 시공간의 매끄럽고, 연속적인 왜곡으로 설명하지만, 양자 역학은 모든 힘이 양자(quanta)로 알려진 이산 입자의 교환에서 발생한다고 주장하기 때문입니다. 다른 세 가지 기본 힘 (강한 힘, 약한 힘, 및 전자기)이 수십 년 전에 양자 프레임워크와 화해되었기 때문에 이 모순은 물리학자들에게 특히 짜증납니다. 그 결과, 현대 연구자들은 보다 일반적인 프레임워크에서 중력과 양자 역학을 통합할 수 있는 이론을 찾기 시작했습니다.

한 가지 경로는 다른 기본 상호 작용(fundamental interactions)을 정확하게 설명하는 데 성공한 양자 필드 이론(quantum field theory)의 프레임워크에서 중력을 설명하는 것입니다. 전자기 힘은 가상 광자(photons)의 교환에서 발생하며, 여기서 중력의 QFT 설명은 가상 중력자(virtual gravitons)의 교환이 있다는 것입니다. 이 설명은 고전적 한계(classical limit)에서 일반 상대성 이론을 재현합니다. 어쨌든, 이 접근법은 플랑크 길이(Planck length) 정도의 짧은 거리에서는 실패하며, 여기서 양자 중력(quantum gravity)의 보다 완전한 이론 (또는 양자 역학에 대한 새로운 접근법)이 필요합니다.

Tests of general relativity

일반 상대성 이론의 예측을 테스트하는 것은 역사적으로 어려웠는데, 왜냐하면 그것들은 작은 에너지와 질량에 대한 뉴턴 중력의 예측과 거의 동일하기 때문입니다. 여전히, 그것의 개발 이후, 계속되는 일련의 실험 결과는 이론을 뒷받침해 왔습니다:

  • 1919년에, 영국의 천체 물리학자 아서 에딩턴(Arthur Eddington)은 그 해의 일식 동안 예상되는 빛의 중력 렌즈 현상(gravitational lensing)을 확인할 수 있었습니다. 에딩턴은 일반 상대성 이론의 예측에 따라 뉴턴에 의한 미립자 이론에 의해 예측된 것의 두 배에 달하는 별빛 편향을 측정했습니다. 비록 에딩턴의 분석은 나중에 논란이 되었지만, 이 실험은 아인슈타인을 거의 하룻밤 사이에 유명하게 만들었고 일반 상대성 이론이 과학계에서 널리 받아들여지게 했습니다.
  • 1959년에, 미국 물리학자 로버트 파운드(Robert Pound)와 글렌 레브카(Glen Rebka)는 중력 시간 팽창(gravitational time dilation)의 예측을 확인하기 위해 감마선(gamma rays)을 사용했던 실험을 수행했습니다. 광선을 74피트 높이의 탑으로 보내고 바닥에서 그것들의 주파수를 측정함으로써, 과학자들은 빛이 중력의 근원을 향해 이동할 때 적색편이(redshifted)가 있음을 확인했습니다. 관측된 적색편이는 역시 중력 필드가 있을 때 시간이 더 느리게 흐르고 있다는 생각을 뒷받침합니다.
  • 거대한 물체에 가까이 다가가는 빛의 시간 지연(time delay of light)은 1964년 행성-사이 우주선 신호에서 어윈 I. 샤피로(Irwin I. Shapiro)에 의해 처음 확인되었습니다.
  • 1971년에, 과학자들은 백조자리(Cygnus) 은하에서 최초의 블랙홀을 발견했습니다. 그 블랙홀은 더 작은 별을 소모하면서 x-선(x-rays) 폭발을 일으키기 때문에 감지되었고, 백조자리 X-1(Cygnus X-1)로 알려지게 되었습니다. 이 발견은 일반 상대성 이론의 또 다른 예측을 확인시켜주었는데, 왜냐하면 아인슈타인의 방정식은 빛이 충분히 크고 조밀한 물체에서 빠져나갈 수 없다는 것을 암시했기 때문입니다.
  • 일반 상대성 이론에 따르면 중력은 빛과 물질에 동등하게 작용하며, 충분히 거대한 물체는 주변의 빛을 휘게 할 수 있고 중력 렌즈(gravitational lens)를 만들 수 있음을 의미합니다. 이 현상은 1979년 애리조나 주 키트 피크 국립 천문대에서 2.1미터 망원경을 사용한 관측에 의해 처음 확인되었으며, 이 관측에서는 YGKOW G1 은하 주위에서 빛이 휘어진 같은 퀘이사(quasar)의 두 거울 이미지를 보였습니다.
  • 회전하는 거대한 물체가 주위의 시공간을 비틀어야 한다는 아이디어, 프레임 끌기(Frame dragging)는 2011년 Gravity Probe B 결과에 의해 확인되었습니다.
  • 2015년에, LIGO 천문대는 일반 상대성 이론에 의해 그 존재를 예측되어 온 희미한 중력 파동(gravitational waves)을 감지했습니다. 과학자들은 이 파동이 15억 광년(light-years) 떨어진 곳에서 발생한 블랙홀 합병(black hole merger)으로 인해 발생했다고 믿고 있습니다.

Specifics

Earth's gravity

모든 각 행성체 (지구 포함)는 자체 중력 필드로 둘러싸여 있으며, 뉴턴 물리학에서는 모든 물체에 인력을 가하는 것으로 개념화될 수 있습니다. 구형 대칭 행성을 가정하면, 표면 위의 임의의 주어진 지점에서 이 필드의 강도는 행성 몸체의 질량에 비례하고 몸체 중심으로부터 거리의 제곱에 반비례합니다.

중력 필드의 세기는 그 영향을 받는 물체의 가속도와 수치적으로 같습니다. 지구 표면 근처에서 떨어지는 물체의 가속도의 율은 위도, 산과 능선과 같은 표면 특징, 및 아마도 비정상적으로 높거나 낮은 표면 밀도에 따라 매우 약간 다릅니다. 도량형의 목적을 위해, 표준 중력(standard gravity) 값은 국제 단위계 (SI)에 따라 국제 도량형 사무국에서 정의합니다.

지구의 중력의 힘은 두 가지 힘의 합벡터 (벡터 합)입니다: (a) 뉴턴의 만유인력 법칙에 따른 중력 인력과 (b) 지구에 고정된 회전하는 참조 프레임의 선택으로 인해 발생하는 원심력의 합입니다. 중력의 힘은 지구의 자전으로 인한 원심력(centrifugal force)과 적도 위의 점이 지구 중심에서 가장 멀기 때문에 적도에서 가장 약합니다. 중력의 힘은 위도에 따라 다르고 적도에서 약 \(9.780 m/s^2\)으로부터 극지방에서 약 \(9.832 m/s^2\)으로 증가합니다. 캐나다의 허드슨 만(Hudson Bay)은 지구상의 어느 곳보다 중력이 적습니다.

Origin

최초의 중력 (양자 중력, 초-중력(supergravity), 또는 중력 특이점(gravitational singularity)의 형식일 수 있음)은, 아마도 태고에서 현재 알려지지 않은 방식으로 상태 (예를 들어, 거짓 진공(false vacuum), 양자 진공(quantum vacuum), 또는 가상 입자(virtual particle))로부터, 보통의 공간과 시간과 함께, 플랑크 시대(Planck epoch) (우주 탄생 후 최대 \(10^{-43}\) 초) 동안 개발되었습니다.

Gravitational radiation

일반 상대성 이론은 에너지가 중력 복사를 통해 시스템 외부로 전달될 수 있다고 예측합니다. 중력 복사에 대한 첫 번째 간접적인 증거는 1973년 헐스-테일러 이항(Hulse–Taylor binary)의 측정을 통해 이루어졌습니다. 이 시스템은 서로 주위를 도는 펄서(pulsar) 별과 중성자 별로 구성됩니다. 그것의 궤도 주기는 중력 복사로 인한 에너지 손실의 총양과 일치하는 에너지 손실로 인해 초기 발견 이후 감소했습니다. 이 연구는 1993년 노벨 물리학상을 수상했습니다.

중력 복사에 대한 첫 번째 직접적인 증거는 2015년 9월 14일 LIGO 탐지기에 의해 측정되었습니다. 지구에서 13억 광년 떨어진 두 개의 블랙홀이 충돌할 때 방출되는 중력 파동이 측정되었습니다. 이 관찰은 그러한 파동이 존재한다는 아인슈타인과 다른 사람들의 이론적 예측을 확인시켜 줍니다. 그것은 역시 빅뱅을 포함한 우주에서 중력과 사건에 대한 실질적인 관찰과 이해의 길을 열어줍니다. 중성자 별(Neutron star)과 블랙홀(black hole) 형성은 역시 감지 가능한 총양의 중력 복사를 생성합니다. 이 연구는 2017년 노벨 물리학상을 수상했습니다.

Speed of gravity

2012년 12월에, 중국에서 한 연구팀은 중력의 속력이 빛의 속력과 같다는 것을 증명하는 것처럼 보이는 보름달과 초승달 동안의 지구 물결(Earth tides)의 위상 지연을 측정했다고 발표했습니다. 이것은 만약 태양이 갑자기 사라지면, 지구는 빛이 그 거리를 이동하는 데 걸리는 시간인 8분 동안 정상적으로 빈 점을 계속 공전할 것이라는 의미입니다. 그 팀의 연구 결과는 2013년 2월 중국 과학 회보에 발표되었습니다.

2017년 10월에, LIGO와 Virgo 감지기는 같은 방향에서 신호를 보는 감마선 위성과 광학 망원경의 중력 파동 신호를 2초 이내에 수신했습니다. 이것은 중력 파동의 속도가 빛의 속도와 같다는 것을 확인시켜 주었습니다.

Anomalies and discrepancies

더 나은 중력 이론의 필요성을 지적하거나 아마도 다른 방식으로 설명될 수 있는 적절하게 설명되지 않은 일부 관찰이 있습니다.

  • 초-고속 별(Extra-fast stars): 은하에서 별은 주변의 별이 관찰된 정상 물질의 분포에 따라야 하는 것보다 빠르게 움직이는 속도 분포를 따릅니다. 은하단(galaxy clusters) 내의 은하들도 비슷한 패턴을 보입니다. 중력을 통해 상호 작용하지만 전자기적으로는 상호 작용하지 않는 암흑 물질(Dark matter)이 불일치를 설명합니다. 뉴턴 역학에 대한 다양한 수정도 제안되어 왔습니다.
  • Flyby anomaly: 다양한 우주선이 중력 지원(gravity assist) 기동 중에 예상보다 더 큰 가속을 경험했습니다.
  • 가속 팽창(Accelerating expansion): 우주의 메트릭 팽창(metric expansion of space)이 가속화되고 있는 것 같습니다. 이를 설명하기 위해 암흑 에너지(Dark energy)가 제안되어 왔습니다. 최근의 대안적인 설명은 공간의 기하학이 (은하단으로 인해) 균질하지 않고 데이터가 이를 고려하여 재해석될 때 확장이 결국 가속화되지 않는다는 것이며, 어쨌든 이 결론은 논쟁의 여지가 있습니다.
  • Anomalous increase of the astronomical unit: 최근 측정에 따르면 행성 궤도가 에너지를 방출하여 질량을 잃는 태양을 통해서만 일어나는 것보다 더 빠르게 확장되고 있음을 나타냅니다.
  • 여분의 에너지 광자(Extra energetic photons): 은하단을 통과하는 광자는 에너지를 얻어야 하고 그 뒤에 나가는 길에 다시 잃어야 합니다. 우주의 가속 팽창은 모든 에너지를 반환하는 광자를 중지해야 하지만, 이것을 고려하더라도 우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 예상보다 두 배 많은 에너지를 얻습니다. 이것은 중력이 특정 거리 스케일에서 역-제곱보다 더 빨리 떨어진다는 것을 나타낼 수 있습니다.
  • 초대형 수소 구름(Extra massive hydrogen clouds): 라이만-알파 숲(Lyman-alpha forest)의 스펙트럼 선은 수소 구름이 예상보다 특정 규모에서 더 많이 뭉쳐 있다는 것을 암시하고, 암흑 흐름(dark flow)과 마찬가지로, 중력이 특정 거리 규모에서 역-제곱보다 느리게 떨어지는 것을 나타낼 수 있습니다.

Alternative theories

Historical alternative theories

Modern alternative theories

References

Further reading

External links

 

 

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