user: 일반상대론 개론이란 무엇인가요?

gpt: **일반상대론 개론**은 알베르트 아인슈타인, 마르셀 그로스만, 다비트 힐베르트 등이 1907년에서 1915년 사이에 고안한 중력에 대한 이론이다. 질량을 가진 존재들 사이에 관찰되는 중력에 의한 현상은 그 존재의 질량이 시공간을 왜곡시키고, 중력의 영향만 받는 입자는 그 구부러진 시공간을 따라 움직이기 때문에 발생한다는 것이 일반 상대론의 골자이다. 본 문서는 어려운 수식이나 전문적 내용 없이 일반상대론의 핵심만을 정성적으로 전달하는 것을 그 목표로 서술된다.

20세기 초 이전까지는 뉴턴의 만유인력 법칙이 200년 이상 질량 사이의 중력을 설명하는 타당한 이론으로서 받아들여 졌다. 뉴턴의 모형에서는 중력은 질량을 가진 물체들 사이에 발생하는 인력이라고 설명한다. 뉴턴 역시 중력의 밝혀지지 않은 성질로 인해 고민했지만, 그래도 이 고전적 골조는 물체의 운동을 매우 성공적으로 설명할 수 있었다. 뉴턴의 법칙으로는 설명되지 않는 몇 가지 변칙들, 예컨대 수성 궤도의 오차 문제 등에 아인슈타인의 이론이 효과적으로 적용될 수 있음이 밝혀져 일반상대론은 널리 받아들여 지게 되었다. 또한 일반상대론은 중력파, 중력렌즈, 중력시간지연 같은 새로운 중력의 영향을 예측해냈으며, 이들 예측 중 다수는 실험과 관찰을 통해 사실로 검증되었다. 가장 최근에 일반상대론의 예측이 검증된 사례는 중력파 관측이다.

일반상대론은 근대 천체물리학에 필수적인 도구이다. 일반상대론은 블랙홀에 대한 오늘날의 이해의 토대를 형성하며, 우주론의 대폭발 모형의 뼈대에도 일반상대론이 포함되어 있다. 일반상대론은 단순히 중력의 상대적 이론이 아니며, 현재까지 실험 데이터와 일치하는 가장 단순한 이론이기도 하다. 21세기에 블랙홀이 관측되면서 2020년 수리 물리학자 로저 펜로즈 외 2인이 노벨 물리학 상을 받았다. 그럼에도 불구하고 일반상대론 역시 여러 가지 해결되지 못한 질문의 도전을 받고 있다. 그 중 가장 근본적인 도전은 일반상대론을 양자역학과 결합시켜 그 자체로 일관적인 양자중력 이론을 만들어내는 것이다.

user: 천체물리학에 적용에 대해서도 설명해 줘.

gpt: 일반상대론에 기반한 모형들은 천체물리학 연구에서 중요한 역할을 담당한다. 이 모형들이 거둔 성공 하나하나는 일반상대론의 신뢰성을 더해주는 증거가 된다.

## 중력렌즈
빛은 중력장에 의해 굴절되므로 충분히 멀리 떨어진 천체의 빛은 관측자에게 두 개 이상의 경로를 통해 도달할 수도 있다. 매우 멀리 떨어진 천체, 예컨대 퀘이사 따위와 지구의 사이에 질량이 큰 은하가 존재한다면, 은하의 한쪽 면 쪽으로 나온 빛은 중력장에 굴절된 뒤 지구의 관측자에게 도달하고, 은하의 반대 쪽 면 쪽으로 나온 빛 역시 중력장에 굴절된 뒤 아까와는 살짝 다른 방향으로 같은 관측자에게 도달하게 된다. 그 결과 그 관측자에게는 하나의 천체가 밤하늘의 서로 다른 두 장소에 위치한 것처럼 보이게 된다. 이러한 중력적 현상은 마치 광학적 렌즈와 그 양태가 똑같기에 중력렌즈라고 부른다.

관측천문학에서는 중력렌즈 효과를 렌즈 구실을 하는 천체의 성질을 알아내기 위한 중요한 도구로 사용한다. 렌즈 구실을 하는 천체가 직접적으로 보이지 않는 천체일지라도 렌즈에 굴절된 천체의 상은 빛을 굴절시킨 질량의 분포를 추측할 수 있는 정보를 제공한다. 특히 중력렌즈는 암흑물질의 분포를 측정할 수 있는 수단 중 하나로서, 암흑물질은 빛과 상호작용하지 않기에 오로지 중력적 효과를 통해서만 관측될 수 있다. 가장 흥미로운 사례는 대규모 관측에서 관측 가능한 우주 곳곳에 렌즈 구실을 할 질량들이 조각조각 분포되어 있음을 사용해 우리 우주의 대규모 성질 및 진화에 관한 정보를 이끌어내는 것이다.

## 중력파
중력파는 아인슈타인의 본래 이론에서 바로 도출되는 결론으로, 빛과 같은 속도로 전파되는 기하의 왜곡이며 시공간상의 파문과 같은 형태로 생각된다. 와 전혀 다른 개념이므로 혼동해서는 안 된다.)

2016년 2월, LIGO 연구진은 블랙홀 융합에서 발생하는 중력파의 직접적 관측에 성공했음을 발표했다.

중력파의 간접적 효과는 몇몇 쌍성계를 관측하면서 이미 검출된 바있다. 문제의 쌍성계들은 계를 구성하는 두 항성이 서로서로에 대해 공전하며, 그 결과 서서히 에너지를 잃으면서 그 에너지를 중력파로 발산한다. 태양 같은 보통의 별들은 이렇게 잃는 에너지가 너무 작아서 검출할 수 없으나, 1974년 PSR1913+16이라는 쌍성 펄사에서 이러한 에너지가 발견되었다. 펄사 쌍성계는 쌍성의 구성 항성 둘 중 한쪽이 펄사이다. 펄사는 극도로 밀도가 높은 밀집성으로, 중성자별의 일종이다. 중성자별이 방출하는 중력파는 보통 항성의 그것보다 훨씬 강하다. 또한 펄사는 양극으로 좁은 전자기파 빔을 발산한다. 펄사가 자전하면서 빔은 지구 방향도 한바퀴 쓸어가게 되고 그러면 지구에서는 일정한 전파 맥동의 형태로 그 빛줄기가 관찰된다. 마치 등대의 램프가 계속 켜진 채로 회전하는 것이 먼 바다의 배가 보기에는 불이 깜빡거리는 것처럼 보이는 것과 같다. 이 전파 맥동의 간격은 극도로 일정하여, 매우 정확한 "시계"로서 기능한다. 이 펄사 맥동은 쌍성계의 공전주기를 알아낼 때도 사용될 수 있으며, 또한 펄사 바로 주위의 시공간의 왜곡에 매우 민감하게 반응한다.

PSR1913+16을 발견한 러셀 앨런 헐스와 조지프 후턴 테일러 주니어는 1993년 노벨 물리학상을 수상했다. 그 이후로 펄사 쌍성계가 여러 개 더 발견되었다. 펄사 쌍성계를 구성하는 두 별이 모두 펄사일 때 정확한 일반상대론 시험을 수행할 수 있기에, 그러한 경우가 가장 쓸모있다.

현재 지상 망원경을 통한 중력파 검출기가 다수 작동 중이며, 우주망원경 검출기, 레이저 간섭계 우주 안테나 등의 개발이 진행 중이다. 그 선구적 임무인 LISA 패스파인더는 2015년에 이미 발사되었다. 중력파 관측은 중성자별이나 블랙홀 같은 밀집성에 대한 정보를 얻을 수 있으며, 대폭발 직후의 우주의 상태를 가늠할 수 있는 수단이 된다.

## 블랙홀
질량이 공간상의 한 영역에 충분히 밀집될 경우 일반상대론의 예측에 따르면 그 질량은 블랙홀을 형성하게 된다. 블랙홀이란 중력적 효과가 너무 강해서 빛조차도 빠져나올 수 없는 공간상의 한 영역이다. 특정 종류의 블랙홀들은 질량이 큰 항성이 진화의 마지막에 다다른 모습이다. 한편 질량이 태양의 수백만 배 또는 수십억 배에 달하는 초대질량 블랙홀은 대부분의 은하 핵 속에 들어 있으며 과거 수십억 년에 걸쳐 은하가 형성된 데 중요한 역할을 한 것으로 생각된다.

밀집천체의 표면에 물질이 낙하하는 것은 복사 형태로 에너지가 방출되는 가장 효율이 좋은 과정으로서 블랙홀로 낙하하는 물체는 우리가 생각할 수 있는 가장 밝은 천문현상의 원인일 것으로 생각된다. 천문학자들이 관심을 갖는 대표적인 예시로는 퀘이사를 비롯한 여러 유형의 활동은하핵이 있다. 적절한 조건이 갖춰지면 블랙홀 주위에 누적된 낙하물질이 상대론적 제트를 형성할 수 있다. 상대론적 제트는 블랙홀의 양극 방향으로 방출되는 집중된 물질의 줄기로서, 그 방출 속력은 광속에 거의 맞먹는 아광속이다.

블랙홀이 중력파의 근원으로 촉망받는 여러 가지 이유가 있다. 그 중 하나는 블랙홀이 가장 밀집된 천체이며 또한 두 개의 블랙홀이 서로를 공전하는 쌍성계를 이룰 수 있다는 점이다. 그 결과 그러한 블랙홀 쌍성계에서 방출되는 중력파는 더욱 클 것이다. 또다른 이유는 소위 털없음 정리라는 것에서 도출된다. 블랙홀들을 서로 구분할 수 있는 변수는 질량, 각운동량, 전하의 불과 몇 가지에 불과하다. 사람을 구분하는 데 있어 헤어스타일이 중요한 요소로 작용하는데 블랙홀은 이러한 헤어스타일의 구실을 할 자질구레한 변수들이 없다. 때문에 "블랙홀은 털이 없다" 하여 ‘털없음 정리’라고 부른다. 어떤 정육면체 모양의 가설상의 물질이 중력붕괴 한다고 해서 정육면체 모양의 블랙홀이 되는 것은 아니다. 그렇게 해서 만들어진 블랙홀은 동일한 질량의 구형 물질이 붕괴해서 생긴 구형의 블랙홀과 구분이 불가능하다. 그런데 여기서 중요한 차이가 발생한다. 정육면체 모양의 물질이 구형의 블랙홀로 모양이 바뀔 때 중력파가 방출될 것이다.

## 우주론
일반상대론의 가장 중요한 측면은 우주 전체에 적용될 수 있다는 점이다. 핵심은 매우 거대한 규모에서는 우리 우주는 매우 단순한 선상에 만들어진 것처럼 보인다. 현재의 모든 관측들은 모든 우주의 구조가 평균적으로 봤을 때 관찰자의 위치나 관찰 방향과 무관하게 근사적으로 동일하다는 점을 시사한다. 즉 우주는 근사적으로 균질하며 등방하다. 이렇게 비교적 단순한 우주는 아인슈타인 방정식의 단순해로써 나타내질 수 있다. 오늘날의 물리우주론 모형들은 이러한 일반상대론의 단순해에 우주의 질량 내용물들을 기술하는 다른 분야, 예컨대 열역학, 핵물리학, 입자물리학 등을 조합하여 만들어진 것이다. 물리우주론 모형들에 따르면 현재의 우리 우주는 약 140억 년 전의 극도의 고밀도 고온 상태, 즉 대폭발로부터 시작되어 그 이후 팽창을 계속하고 있다.

아인슈타인 방정식은 우주상수라는 항을 추가함으로써 우주 전체에 일반화된다. 우주상수 항이 존재하면 빈 공간 자체가 인력적 중력원으로 작용한다. 아인슈타인은 본래 이 우주상수라는 항을 1917년 우주론 논문에서 불순한 목적으로 도입하였다. 그 당시의 우주론에서는 우주가 정적이라는 정상우주론이 정설이었다. 우주상수 항을 추가함으로써 일반상대론의 골조 하에서 정적인 우주 모형을 구축하고자 한 것이다. 그러나 우주가 정적이지 않고 사실 팽창한다는 것이 밝혀지자 아인슈타인은 그 즉시 우주상수 개념을 폐기해 버렸다. 그런데 오랜 세월이 지나 1990년대 말 우주의 가속팽창을 설명하기 위해 우주상수 또는 그와 등가인 무엇의 존재, 즉 암흑에너지의 존재를 상정하게 만드는 천문학적 증거들이 꾸준히 누적되고 있다.