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[근대] 만유인력=중력 (브리)
만유인력 萬有引力 universal gravitation ⇒중력 중력 重力 gravitation 모든 물체들 사이에 작용하는 만유인력. 현재까지 알려진 4가지 종류의 근본적인 힘들(중력, 전자기력, 강한 핵력, 약한 핵력) 가운데서 가장 약하기 때문에 일상 생활에서 접하는 물질들의 구조를 결정하는 데는 아무런 역할도 하지 않으나 만유인력의 특성과 먼 거리까지 작용하는 특성으로 인해 물체가 커질수록 강해진다. 따라서 중력은 지상에서의 물체의 운동이나 태양계 내의 행성의 운동 등을 결정할 뿐 아니라 별, 은하, 더 나아가 우주 전체와 같은 거시적인 물체들의 구조를 결정하는 데 가장 중요한 역할을 한다. 이러한 현상들을 지배하는 중력법칙을 현재와 같은 형태로 발전시키는데 가장 중요한 공헌을 한 사람들로 뉴턴과 아인슈타인을 꼽는다. 뉴턴의 중력이론은 그의 저서 〈프린키피아 Principia〉가 출판된 1687년부터 20세기초 아인슈타인에 의해 현대적인 중력장 이론인 일반상대성이론이 만들어질 때까지 수많은 중력현상들을 기술하는 가장 훌륭한 이론이었고 현재에도 관측 가능한 거의 모든 중력현상들에 있어서 아인슈타인 이론과 아주 작은 차이만을 보인다. 그러나 아인슈타인의 이론은 뉴턴 이론과 근본적으로 다른 시간 및 공간개념들을 포함하고 있으며 현대인의 물리학적 사고에 지대한 영향을 끼쳤다. 뉴턴의 발견 이전까지 사람들은 천체의 움직임과 지구 위에서 물체의 운동이 근본적으로 같은 종류의 힘에 의해서 지배받는다는 사실을 알지 못했다. 예를 들어 아리스토텔레스는 천체의 운동은 아무런 힘이 작용하지 않는 상태의 가장 자연스러운 운동이라 생각했으며 이는 물체간에 작용하는 힘은 반드시 접촉에 의해서만 생긴다는 당시의 생각을 반영하고 있다. 힘과 운동에 관한 이러한 고정관념은 그후 오랫동안 유지되어 왔으며 올바른 운동원리의 발견과 중력의 이해에 장애요소가 되었다. 그러나 16세기와 17세기초의 몇 가지 발견들이 결국 뉴턴 이론의 밑거름이 되었다. 17세기 독일의 천문학자 요하네스 케플러는 행성들이 지구가 태양을 중심으로 돈다는 코페르니쿠스의 학설을 바탕으로 덴마크의 천문학자인 스승 티코 브라헤의 행성운동에 관한 방대한 관측자료를 분석하여 다음과 같은 3가지 사실을 알아냈다 (→ 색인 : 케플러의 행성운동법칙). 첫째, 모든 행성들은 태양을 하나의 초점으로 하는 타원 궤도를 따라 움직인다. 둘째, 행성과 태양을 잇는 직선이 주어진 시간 동안 지나는 궤도상의 면적은 행성의 위치에 무관하다. 셋째, 행성이 궤도를 1바퀴 도는 데 걸리는 시간의 제곱은 태양으로부터의 평균거리의 세제곱에 비례한다. 거의 같은 기간에 이탈리아의 물리학자이자 천문학자인 갈릴레오는 지상에서의 물체 운동을 이해하는 데 중요한 공헌을 했다. 그는 힘을 받지 않는 물체는 등속운동을 하며 물체를 가속시키기 위해서는 반드시 힘이 작용해야 한다는 사실을 밝혔다. 또한 자유낙하 실험을 통해 지구상의 모든 물체는 물체의 구조와 크기에 관계없이 같은 가속도로 낙하한다는 사실을 밝혔다. 자유낙하를 하는 모든 물체의 속도는 매초 9.8㎧만큼 증가한다. 뉴턴은 처음으로 달과 같은 천체의 운동이 지상에 있는 물체의 운동과 같은 원리로 설명될 수 있음을 발견했다. 즉 관성법칙(물체의 속력의 크기나 방향을 변화시키기 위해서는 힘이 필요함)에 따르면 달이 직선운동이 아니라 지구를 중심으로 원운동을 하기 위해서는 지구와 달 사이에 인력이 작용해야 한다는 사실을 알아냈다. 그는 곧 이 힘이 지구상의 물체에 작용하는 힘과 같을 수 있다는 생각에 도달했고 모든 물체 사이에는 접촉에 의한 힘이 아닌 만유인력이 작용한다고 가정했다. 그는 또한 반지름 R, 주기 T인 원운동을 하는 물체에는 그 중심방향으로 다음과 같은 가속도 A가 작용해야 한다는 계산결과를 얻었다 (→ 색인 : 뉴턴의 중력법칙). 앞에서 설명한 케플러의 3번째 결과와 일치하기 위해서는, 가속도는 반지름의 제곱에 반비례해야 함을 알 수 있다. 또한 갈릴레오의 실험결과(즉 지구상의 모든 물체는 자유낙하시 질량에 관계없이 같은 가속을 받는다는 사실)와 비교하면 두 물체 사이에 작용하는 만유인력은 두 물체의 질량의 곱에 비례해야 함을 알 수 있다. 따라서 뉴턴은 그의 중력법칙을 다음과 같이 기술했다. 여기서 G는 만유인력상수라 불리는 비례상수이며 그 값은 대략 6.6726×10-11N·㎡/kg2이다. 지구와 지표 위의 물체 사이에 이 공식을 적용하고 양변을 물체의 질량으로 나누면, 지구표면에서의 중력 가속도 g는 지구의 질량을 ME, 지구의 반지름을 RE라 할 때 다음과 같은 관계를 갖는다는 사실을 알 수 있다. 물체의 무게는 물체에 작용하는 중력의 크기로 정의된다. 따라서 무게는 질량과는 다른 개념이며 측정하는 장소에 따라 다른 값을 갖는다. 예를 들어 같은 질량을 갖는 물체의 달에서의 무게는 지구에서의 무게의 약 1/6 정도이다. 또한 궤도상을 돌고 있는 인공위성 속에서는 모든 물체들이 아무런 무게도 갖지 않는다. 뉴턴의 법칙을 가정하면 많은 사실들을 유도해낼 수 있다. 실제로 뉴턴은 케플러가 자료분석에 의해 발견한 3개의 법칙이 모두 그의 만유인력법칙으로부터 유도될 수 있음을 보였고 태양의 질량과 목성의 질량을 산출했으며 그밖에도 많은 행성들에 관한 사실들을 알아냈다. 또한 오랫동안 신비하게만 여겨졌던 조력현상이 주로 달에 의한 중력의 결과임을 밝혔다. 정밀한 관측결과에 따르면 행성들은 케플러의 법칙을 정확히 따르지는 않는다. 그 이유는 주로 행성에 태양의 중력만이 작용하는 것이 아니라 주변의 다른 행성들에 의한 중력도 함께 작용하기 때문이다. 그러나 주변의 행성에 의한 섭동까지도 고려하면 뉴턴 이론에 의한 계산결과는 실제 행성궤도와 거의 일치한다. 역사적으로 볼 때 여기에는 중요한 예외가 하나 있었다. 당시의 관측결과에 따르면 태양으로부터 7번째 행성인 천왕성의 경우 실제궤도가 그 주변의 행성에 의한 섭동효과를 고려한 계산결과와 충분히 일치하지 않았다. 그러나 이 상황은 뉴턴 이론의 부정이 아니라 새로운 발견으로 이어졌다. 2명의 19세기 천문학자, 즉 영국의 애덤스와 프랑스의 르 베리에는 독자적으로 그 이유가 아직 관측되지 않은 8번째 행성이 존재하기 때문이라는 가설을 제안했다. 그들은 역으로 실제 관측결과로부터 이 새로운 행성이 존재해야 할 위치를 계산했고 1846년 그 근처에서 당시 새로운 행성, 즉 해왕성을 발견했다. 이는 뉴턴 이론의 우수성을 보여주는 극적인 예이다. 그후에도 쌍성의 운동, 은하계 안에서의 별들의 운동, 그리고 은하 자체의 운동 등 수많은 연구와 관측이 행해졌으며 그 결과들은 모두 뉴턴의 중력법칙이 적어도 우주의 관측 가능한 영역에서 중력의 작용을 거의 정확하게 기술했다는 사실을 보여주고 있다. 태양계의 가장 안쪽에 위치하는 수성의 경우 천문학자들은 타원형 수성궤도의 장축이 주변의 행성에 의한 섭동효과에 의해 설명될 수 있는 정도보다 2배가량 빠르게 궤도면을 회전한다는 사실을 발견했다. 그러나 이 경우에는 그 주변에 아무런 새로운 행성이 발견되지 않았다. 따라서 뉴턴 이론은 경우에 따라 약간의 수정이 필요하며 결국 아인슈타인의 중력이론인 일반상대성이론에 의해 해결되었다. 뉴턴 이론에서는 떨어져 있는 두 물체 사이에 순간적으로 힘이 작용한다. 즉 한 물체가 움직일 때 다른 물체는 그 움직임에 의한 중력효과의 변화를 즉각적으로 인지한다. 그러나 특수상대성이론에 의하면 모든 물리적인 정보의 전달속도는 빛의 속도를 초과할 수 없다. 당시의 첨단이론이었던 맥스웰의 전자기장이론은 그러한 성질을 포함하고 있으며 맥스웰 이론의 성공은 결국 중력이론도 특수상대성이론을 바탕으로 한 장이론이 되어야 한다는 것을 의미한다. 그러한 장이론에서 물체는 주변공간에 장을 형성하며 다른 물체는 그 장과 작용한다. 또한 물체의 상태 변화는 주변 장을 변화시키는데 그 전달속도는 유한하다. 중력의 경우 오랜 노력 끝에 1916년 아인슈타인에 의해 일반상대성이론이라 불리는 새로운 중력장이론이 완성되었다. 그러나 일반상대성이론은 중력장의 실체를 시공간의 기하학적인 구조로 이해함에 있어 특수상대성이론과는 혁신적으로 다르다고 할 수 있다. 물체는 그 주변의 시공간 기하학적 구조를 변화시키며 다른 물체는 그 변화된 시공간 구조 안에서 반응한다. 따라서 일반상대성이론에서는 시공간 자체가 물리적인 성질을 갖는 능동적 실체가 된다. 아인슈타인 이론은 현재까지 행해진 많은 검증실험을 통과했고 그중 대표적인 것들로 앞에서 언급한 수성궤도의 장축 회전현상, 태양주변에서의 빛의 굴절, 중력에 의한 빛의 색편이 현상 등이 있다. 아인슈타인 이론을 위시한 상대론적 중력장이론의 중요한 성질 중의 하나는 중력장 자체가 전자기장의 경우와 같이 공간을 통해 진동하며 진행할 수 있다는 사실이다. 따라서 중력장의 근원이 시간에 따라 변하면 그것으로부터 중력파의 형태로 에너지가 방출된다. 그러나 그러한 중력파는 대단히 약하기 때문에 아직까지는 발견되지 않고 있다. 그럼에도 불구하고 중력파가 존재한다는 간접적인 증거들은 많다. 예를 들어 펄서를 포함하는 어떤 특정한 쌍성의 경우 펄서에서 방출되는 빛의 도플러 현상을 측정하여 궤도의 주기를 정밀하게 측정할 수 있는데 그 결과에 따르면 주기가 천천히 변하고 있으며 그 변화는 궤도 에너지가 쌍성계 밖으로 방출되고 있음을 의미하며 현재까지 알려진 바로는 그 과정이 중력파의 방출에 의해서만 가능하다고 믿어진다. 빛의 경로가 중력에 의해서 휠 수 있다는 사실은 이미 18세기에 영국의 천문학자 미첼에 의해 주장되었고 프랑스의 수학자이자 물리학자인 라플라스에 의해 자세히 분석되었다. 중력은 다른 상호작용에 비해 상당히 약하기 때문에 아주 큰 질량을 갖는 물체에 대해서만 관측가능한 결과를 준다. 태양에 의한 빛의 굴절에 대해서는 이미 언급했으나 더욱 흥미있는 가능성은 은하와 같이 거대한 물체에 의해 굴절될 때 나타나는 중력 렌즈 현상이다. 만일 굴절이 충분히 크면 지구에 대해 은하의 반대편에 있는 물체가 굴절에 의해서 지구에서 관측될 수도 있고 또한 한 물체가 여러 개인 것처럼 관측될 수도 있다. 실제로 같은 물체가 2개의 상인 것처럼 보이는 예도 발견되었다. 미첼과 라플라스는 또한 밀도가 상당히 큰 별의 경우 빛조차 빠져나올 수 없어서 보이지 않게 될 수 있는 가능성을 지적했다. 그러한 물체를 근래에는 검은구멍(black hole)이라고 부른다. 최근 일반상대성이론에서 나타나는 검은구멍에 대해서 활발한 연구가 있어왔다. 검은구멍이 되는 1가지 가능성은 충분히 큰 질량을 갖는 별이 진화과정에서 연료를 다 태우고 나서 중력에 의한 수축을 더 이상 지탱할 방법이 없어진 경우라 생각된다. 검은구멍은 직접적으로 관측되지는 않으나 여러 간접적인 방법에 의해서 발견될 수 있다. 검은구멍은 주변에 있는 물질들을 빨아들이며 그 물질들은 검은구멍 주변에 접근함에 따라 속도가 빨라지며 뜨거워져 강력한 X선이나 감마선을 방출할 수도 있다. 아직 결정적인 증거는 없으나 그러한 과정은 은하의 중심이나 퀘이사라 불리는 천체에서 방출되는 강력한 X선의 근원이라고 여겨진다. Macropaedia| 이주한(李柱漢) 글 참고문헌 현대물리학 : A. Beiser, 장준성·이재형 공역, 희중당, 1991 일반상대론(대우학술총서 자연과학 38) : 이철훈, 민음사, 1986 Gravitation : C. W. Misner·K. S. Thorne·J. A. Wheeler, W. H. Freeman & Company, 1973 Theory of the Earth Gravity Field : M. Pick·J. Picha·V. Vyskocil, Elsevier Scientific Publishing Company, 1973 McGraw-Hill Encyclopedia of Physics : S. P. Parker, McGraw-Hill, 1983 출전 : [브리태니커백과사전 CD GX], 한국브리태니커, 2004 |
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