일반상대성이론

일반상대성이론

아인슈타인은 앞에서 설명한 두 생각을 발전시켜서 일반상대성이론을 완성하였다. 이 이론은 특수상대성이론과 달리 아주 복잡한 수학의 내용이 들어 있어 쉽게 이해하기 힘들다.

뿐만 아니라 쉬운 개념으로부터 설명하기도 힘들다. 따라서 비유로서 설명을 시도해 보자.

빛은 언제나 공간에서 직선으로 나간다. 그렇다면 빛이 휘어진다는 것은 실제로 공간이 휘어져 있기 때문이다. 이렇게 휘어진 공간이라는 것을 이렇게 생각해 보자. 애들이 뛰고 노는 퐁퐁(고무로 되어 아이들이 그 위에서 마음대로 뛰어 노는 탄력을 가진 놀이기구)을 마음속에 생각해 보자. 이 퐁퐁 위에서 당구를 치고 있다. 퐁퐁이 반듯하게 있을 때 그 위에서 당구공을 쳐 주면 당구공은 직선으로 굴러 갈 것이다. 그러나 주변에 다른 당구공이 하나 놓여 있으면 그 당구공 주위로 고무판이 움푹 들어갈 것이다. 그렇다면 이제 그 주변을 지나가는 당구공은 마치 당구공이 당기는 듯 꺾어지는 곡선의 경로를 따라 갈 것이다.

공간이 휘어진다는 것은 바로 이 퐁퐁의 고무판과 비슷하다. 주변에 아무것도 없으면 공간이 반듯반듯하게 휘어지지 않은 채로 있다. 이때 빛은 직진을 하게 된다. 그러나 주변에 무거운 물체가 있으면 공간이 심하게 휘어져 있게 된다. 그 휘어진 위를 직진한다는 것이 실제로는 꺾어지는 운동을 하는 것이다.

일반상대성이론의 확인

최초의 확인 - 태양에 의한 빛의 꺾임

상대성이론이 발표된 몇 년 후인 1919년 5월 29일 빛이 태양의 중력에 의해 꺾어지는 것을 이용하여 일반상대성이론을 검증하였다. 빛의 경로가 가시적으로 꺾이기 위해서는 적어도 태양 정도의 중력이 있어야 한다. 따라서 이를 직접 실험실에서 측정하기는 불가능하고 태양을 이용하는 실험을 생각하게 되었다. 보통의 경우 태양은 너무 밝아서 그 곁을 스쳐지나가는 빛을 지상에서 관찰할 수 없으나 일식이라면 태양 빛을 달이 가려막기 때문에 주변의 별도 관측가능하다.

아래 왼편 그림은 이러한 실험의 절차를 보여주고 있다. 그림에서 '실제의 별'에서 나온 빛은 태양 주변을 지나면서 태양의 중력에 의해 경로가 꺾어진다. 이를 지구에서 관찰하면 별의 위치가 '겉보기 별'에 있는 것으로 관찰된다. 이 겉보기 위치와 '기준 별'이 이루는 시차를 측정하고 평상시의 두 별의 시차와 비교한다. 당연히 평상시에는 두 별로부터 나오는 빛을 꺾어줄 강력한 중력의 존재가 없으니 중력의 존재가 있을 때에 비하여 더 좁게 측정되었을 것이다.

일반상대론이 발표된 뒤 몇 년 후인 1919년 드디어 일식이 있었다. 계산결과 태양 주변을 지나는 빛이 약 1.75초(1도의 3600분의 1) 꺾어진다는 것이 예측되었고, 측정결과 1.61±0.3이었다.

중력렌즈

그 외에도 천문학에서 여러 가지가 예측되었고 이들이 속속 확인이 되었다. 이 중에서 중력렌즈 가 있다. 중력렌즈의 효과는 아인슈타인에 의해 1937년 예언되어 1979년에 실제로 관측되었다.

아래 그림은 은하의 영상이 4개로 보이는 것으로 그 앞에 있는 블랙홀에 의해 빛이 꺾인 것으로 짐작되고 있다.

위의 경우처럼 영상이 두 개나 네 개로 보이는 경우도 있지만 실제의 렌즈와 비슷하게 상이 테두리 형태로 나타나는 것은 더 극적이라 할 수 있다. 렌즈처럼 영상을 증폭하거나 축소하는 등 완전하게 결상을 하지는 못하지만 아래 그림에서 볼 수 있는 것처럼 지구와 은하 송이 (galactic cluster), 먼 은하를 이어준 축에 대해 중력의 효과가 어느 정도 대칭이라면 상당한 범위에 걸쳐서 원호의 영상이 보일 수 있을 것이다.

아래 그림은 허블 망원경에 의해 촬영된 영상으로 중력렌즈에 의한 테두리를 볼 수 있다.