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허블 우주 망원경이 보낸 

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1. 허블 우주 망원경이 보낸 사진으로 아름다운 우주의 천체 및 천체현상을 감상해봅니다.

2. 마음에 드는 천체 및 천체 현상을 정하고, 그와 관련된 내용을 조사해봅니다.->1번에 게시

3. 중력 렌즈 효과와 관련된 사진을 찾아 빛의 휘어짐과 시공간의 휘어짐을 상상해 봅니다. -> 2번에 게시 : 사진 및 간단한 설명 게시할 것!

4. 상대성 이론과 관련한 나의 궁금증(질문)을 작성해보자. ->3번에 게시

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[핫클립] 허블 우주망원경의 업적들 / YTN 사이언스

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[핫클립] 천체 관측의 어려움을 해결한 제임스 웹 우주 망원경 / YTN 사이언스

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특이 처녀자리 은하 NGC 4388
처녀자리 별자리에서 발견되는 특이한 은하 NGC 4388은 나선 은하로 분류되지만, 타원 은하의 일부 특징도 보여준다. 밝은 핵 덕분에 이 은하는 처녀자리 성단이라고 불리는 1,300개 이상의 거대하고 중력적으로 묶여 있는 은하 집합체 중에서 더 밝은 구성원 중 하나다. 은하의 외곽 영역은 타원형을 닮은 매끄럽고 특징이 없지만, 가장자리에 가까운 은하는 두 개의 눈에 띄게 먼지가 많은 팔도 보여준다. 팔 안에는 밝은 파란색 반점이 젊은 별의 위치를 표시하고 있어 NGC 4388이 최근 별 형성 폭발을 일으켰음을 나타낸다.

은하는 처녀자리 성단의 중심에서 약 1천만 광년 떨어진 약 6천 5백만 광년 떨어진 곳에 위치해 있다.

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이 거대한 가스와 먼지 영역은 구름 사이에서 빛나는 별들의 탄생지입니다. 갓 태어난 별들의 밝은 성단은 적외선에서 분홍색으로 빛나고, 부풀어 오른 적운을 닮은 가스와 먼지 구름에는 더 빽빽한 먼지의 어두운 매듭들이 점점이 박혀 있습니다.

이 이미지는 허블 우주망원경이 촬영한 적외선 이미지로, Sh2-284의 구름에 가려져 보이지 않을 수도 있는 별들을 훌륭하게 보여줍니다. 가시광선과 달리 적외선 파장은 가스와 먼지 구름을 통과하여 가려진 구름 속에서 생성되는 별들을 엿볼 수 있습니다.

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은하단 RXJ1532.9+3021은 매우 먼 거리의 초신성 디디우스(Supernova Didius)의 빛을 증폭시켜 보여줍니다. 이미지 중앙에 있는 흰 점이 바로 그 초신성입니다. 왼쪽 위에 있는 밝은 얼룩은 초신성이 속한 은하의 중심부입니다. 이 초신성은 너무 멀리 있어서, 우리는 지금으로부터 약 70억 년 전의 모습을 보고 있는 셈입니다.

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허블 우주 망원경이 촬영한 이 사진은 나방처럼 생긴 행성상 성운 NGC 2899의 아름다운 모습을 담고 있습니다. 이 천체는 대각선으로 양극을 이루는 원통형 가스 분출을 보이고 있습니다. 이는 중심부에 있는 거의 화씨 4만도에 달하는 백색 왜성에서 나오는 복사와 항성풍에 의해 추진됩니다. 실제로, 성운에는 상호작용하며 성운을 조각하는 두 개의 동반성이 있을 수 있으며, 성운은 가운데가 조각난 고리 또는 토러스 형태로 눌려 반쯤 먹은 도넛처럼 보입니다. 성운에는 복사와 항성풍의 근원을 가리키는 가스 "기둥"들이 숲을 이루고 있습니다. 이 색깔은 빛나는 수소와 산소에서 나온 것입니다. 이 성운은 남쪽 돛자리 방향으로 약 4,500광년 떨어져 있습니다.

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허블은 최근 "나비 성운"으로 알려진 NGC 6302를 재훈련하여 근자외선에서 근적외선까지 더욱 완전한 빛 스펙트럼을 관측했습니다. 이는 연구자들이 테크니컬러 가스 "날개"의 작동 원리를 더 잘 이해하는 데 도움이 되었습니다. 이 관측 결과는 단일 이온화된 철에서 나오는 근적외선 방출의 새로운 패턴을 보여주는데, 이는 왼쪽 아래에서 오른쪽 위로 S자 모양을 이룹니다. 이 철 방출은 중심 항성계에서 가장 최근에 분출된 가스의 흔적일 가능성이 높으며, 이 가스는 이전에 분출된 질량보다 훨씬 빠른 속도로 움직이고 있습니다. 성운의 모습은 중심에 있는 별(들)이 만들어낸 것입니다. 이 별들은 지난 2천 년 동안 죽음의 고통을 겪으면서 주기적으로 가스층을 형성해 왔습니다. NGC 6302의 "날개"는 화씨 3만 6천 도 이상으로 가열된 가스 영역으로, 시속 96만 킬로미터(약 107만 킬로미터) 이상의 속도로 우주를 가로지르고 있습니다. NGC 6302는 전갈자리에서 2,500~3,800광년 떨어져 있습니다.

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30 Doradus에서 병합하는 별 무리 이 허블 우주 망원경 이미지는 초기 병합 단계에 있을 수 있는 거대한 별들로 가득 찬 두 개의 성단을 포착했습니다. 30 Doradus 성운은 타란툴라 성운으로도 널리 알려져 있으며 지구에서 약 17만 광년 떨어져 있습니다. 이것은 우리 은하의 은하 위성인 대마젤란운(LMC)의 일부입니다. 처음에는 이 거대한 별 형성 영역의 핵심에 하나의 성단만 있다고 생각되었지만, 약 백만 년의 나이 차이가 있는 두 성단의 합성으로 밝혀졌습니다. 30 Doradus 복합체 전체는 2,500만 년 동안 활발한 별 형성 영역이었으며, 이 영역이 얼마나 더 오랫동안 새로운 별을 계속 만들어낼 수 있을지는 현재 알 수 없습니다. 더 큰 성단으로 병합되는 작은 시스템은 알려진 가장 큰 성단 중 일부의 기원을 설명하는 데 도움이 될 수 있습니다. 자세한 내용은 hubblesite.org/contents/news-releases/2009/news-2009-32.html을 방문하세요. 가스와 먼지 층을 뚫고 더 많은 별을 드러내는 이 지역의 허블 적외선 보기는 https://hubblesite.org/contents/media/images/2009/32/2655-Image.html?news=true에서 확인하세요.

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이 사진은 우리 은하에서 가장 가까운 은하 중 하나인 소마젤란운(SMC)의 모습을 담고 있습니다. 소마젤란운은 약 20만 광년 떨어진 왜소은하입니다. 은하의 대부분은 큰부리새자리에 위치하지만, 일부는 이웃 물뱀자리로 넘어가 있습니다.

소마젤란운은 우리 은하와 매우 가까워 망원경이나 쌍안경 없이도 지구에서 관측할 수 있는 몇 안 되는 은하 중 하나입니다. 남반구와 북반구 일부 위도에 있는 사람들에게는 소마젤란운은 우리 은하에서 떨어져 나온 조각처럼 보이지만, 실제로는 우리 은하의 어느 부분보다 훨씬 멀리 떨어져 있습니다.

2.4m 거울과 고감도 장비를 갖춘 허블 망원경이 포착한 소마젤란성운(SMC)은 인간이 볼 수 있는 것보다 훨씬 더 세밀하고 생생합니다. 연구진은 허블의 광시야 카메라 3(WFC3)을 사용하여 네 가지 필터를 통해 이 장면을 관찰했습니다. 각 필터는 서로 다른 파장의 빛을 투과하여 별빛이 가득한 들판을 떠도는 먼지 구름의 다채로운 모습을 만들어냅니다. 그러나 허블 망원경의 시야는 우리 눈보다 훨씬 확대되어 있어 매우 먼 곳의 천체까지 관측할 수 있습니다. 이 사진은 수십 개의 거대하고 어린 별들이 모여 있는 성단 NGC 346 중심부 근처의 소마젤란성운의 작은 영역을 포착합니다.

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이번 NASA/ESA 허블 우주 망원경이 촬영한 새로운 이미지의 중심에는 NGC 3081이라는 은하가 자리 잡고 있습니다. 이 은하는 멀리 반짝이는 수많은 은하들 사이에 놓여 있으며, 바다뱀자리(Hydra)에 위치해 있고 지구로부터 8천6백만 광년 이상 떨어져 있습니다. NGC 3081은 밝게 빛나는 중심부로 특징지어지는 II형 세이퍼트 은하(Seyfert galaxy)입니다.

NGC 3081은 이 이미지에서 거의 정면으로 보입니다. 다른 나선은하들과 비교하면 조금 다른 모습을 하고 있는데, 중심에 봉상 구조(barred spiral)를 가지고 있으며, 그 주위를 공명 고리(resonance ring)라고 불리는 밝은 고리가 둘러싸고 있습니다. 이 고리에는 밝은 성단들과 새로운 별들이 활발히 생성되는 지역들이 가득하며, 중심부에는 초대질량 블랙홀이 자리하고 있는 것으로 여겨집니다. 이 블랙홀은 주변 물질을 빨아들이며 밝게 빛나고 있습니다.

이러한 고리 구조는 은하 내 중력적 효과로 인해 가스가 특정 위치에 모여 형성되는 공명(resonance) 지점에서 만들어집니다. NGC 3081처럼 은하 내부에 봉상 구조가 있거나, 주변 천체와의 상호작용으로 인해 이러한 공명이 발생할 수 있습니다. 이런 고리는 봉상 은하에서 흔히 발견되며, 봉 구조는 공명 지점으로 가스를 효과적으로 모아 별의 형성이 매우 활발하고 잘 조직된 지역을 만들어냅니다.

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963년 미국은 스미소니언 천문대의 제안에 따라 '국가측지위성' 계획을 수립했고, 1965년부터는 지구 관측 전용 레이저 반사경을 탑재한 위성을 발사했다. 1966년에는 위성 데이터를 기반으로 최초의 표준 지구 모형이 수립되었는데, 이를 "스미소니언 표준 지구 I"라고 했으며, 1969년에는 더 많은 데이터를 가지고 "스미소니언 표준 지구 II"를 수립했습니다. 이후 1973년 25개 위성의 사진 및 레이저 관측 데이터와 20,000개 이상의 지상 중력 측정 데이터로 "Smithsonian Standard Earth III"가 수립되었습니다.

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이 사진은 처녀자리에 있는 반짝이는 나선 은하와 눈에 띄는 별이 함께 있는 모습을 담고 있습니다. 은하와 별은 서로 가까이 있는 것처럼 보이지만, 실제로는 매우 멀리 떨어져 있습니다. 네 개의 긴 회절 스파이크로 표시된 이 별은 우리 은하에 있으며, 지구에서 불과 7,109광년 떨어져 있습니다. NGC 4900이라는 이름의 이 은하는 지구에서 약 4,500만 광년 떨어져 있습니다.

이 사진은 허블의 두 가지 기기에서 수집한 데이터를 결합한 것입니다. 2002년에 설치하여 오늘날까지 작동 중인 첨단 탐사용 카메라(Advanced Camera for Surveys) 와 1993년부터 2009년까지 사용되었던 광시야 및 행성 카메라 2(Wide Field and Planetary Camera 2)입니다. 여기에 사용된 데이터는 두 가지 다른 관측 프로그램을 위해 20년 이상의 간격을 두고 수집되었습니다. 허블의 오랜 과학적 수명을 보여주는 확실한 증거입니다!

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소행성 P/2010 A2는 2010년 천문학자들을 당혹스럽게 했습니다. 이 소행성은 혜성처럼 꼬리를 지닌 채로 나타났으며, 지상 망원경 이미지에서 매우 이례적으로 보여 허블 우주망원경의 비상 관측 시간이 투입되어 근접 사진이 촬영되었습니다. 2010년 1월 29일에 촬영된 이 사진은, 점처럼 보이는 핵 주변에 있는 필라멘트(섬유 모양 구조)의 기이한 X자 패턴과, 그 뒤를 따르는 먼지 줄기들을 보여줍니다.

이 복잡한 구조는, 두 개의 소행성이 소총탄보다 5배 빠른 속도(초속 5킬로미터)로 정면 충돌한 결과일 가능성을 시사합니다. 천문학자들은 오랫동안 소행성대가 충돌로 인해 점차 갈려나가고 있다고 생각해왔지만, 이처럼 실제 충돌 현장이 관측된 것은 처음이었습니다.

필라멘트는 먼지와 자갈로 이루어져 있으며, 지름 약 460피트(약 140미터) 크기의 핵에서 최근에 방출된 것으로 보입니다. 일부 필라멘트는 태양빛의 복사압에 의해 밀려나가면서 직선 형태의 먼지 줄기를 형성합니다. 이 필라멘트들 속에는 함께 움직이는 먼지 덩어리들이 포함되어 있는데, 이들은 보이지 않는 아주 작은 모체로부터 나온 것으로 추정됩니다.

충돌로 인해 발생했다는 가설은, 지상 망원경의 분광 관측에서 가스가 검출되지 않았다는 사실과도 일치합니다. 허블 우주망원경이 이 천체를 관측했을 당시, 그것은 태양으로부터 약 3억 킬로미터(1억 8천만 마일), 지구로부터 약 1억 4천만 킬로미터(9천만 마일) 거리에 위치해 있었습니다.

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이 그림은 전경 은하의 중력 렌즈 효과가 훨씬 더 먼 배경 은하의 모습에 어떤 영향을 미치는지 보여줍니다. 즉, 현재 관측된 가장 먼 은하의 최대 20%가 전경의 강력한 중력장의 영향으로 빛이 증폭되어 더 밝게 보일 것입니다.

가장 왼쪽 평면에는 배경의 고적색편이 은하들이 포함되어 있습니다. 가운데 평면에는 전경의 은하들이 포함되어 있는데, 이 은하들의 중력은 배경 은하의 밝기를 증폭시킵니다. 오른쪽 평면은 중력 렌즈 효과를 더한 지구에서 보이는 모습을 보여줍니다. 그렇지 않으면 보이지 않았을 먼 은하들이 중력 렌즈 효과로 ​​인해 나타납니다.

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NASA/ESA 허블 우주 망원경이 촬영한 타란툴라 성운 근처에서 소용돌이치는 가스와 먼지 구름을 담은 이 사진에서 우주는 먼지로 가득 찬 곳입니다 . 황새치자리와 멘사자리에 있는 약 16만 광년 거리의 대마젤란운에 위치한 타란툴라 성운은 인근 우주에서 가장 활발한 별 형성 지역으로, 알려진 가장 무거운 별들의 고향입니다.

성운의 다채로운 가스 구름은 가느다란 덩굴과 어두운 먼지 덩어리를 품고 있습니다. 이 먼지는 흙, 피부 세포, 머리카락, 심지어 플라스틱 조각까지 포함될 수 있는 일반적인 가정 먼지와는 다릅니다. 우주 먼지는 종종 탄소나 규소와 산소를 포함하는 규산염이라는 분자로 구성됩니다. 이 이미지의 데이터는 대마젤란 은하와 인근 은하에 있는 우주 먼지의 특성을 규명하기 위한 관측 프로그램의 일환으로 촬영되었습니다.

먼지는 우주에서 여러 가지 중요한 역할을 합니다. 개별 먼지 입자는 머리카락 한 올의 굵기보다 훨씬 작을 정도로 작지만, 어린 별 주위 원반의 먼지 입자들은 서로 뭉쳐 더 큰 입자를 형성하고 결국 행성을 형성합니다. 또한 먼지는 가스 구름을 식혀 응축되어 새로운 별을 형성하는 데 도움을 줍니다. 먼지는 심지어 성간 공간에서 새로운 분자를 생성하는 데에도 역할을 하여, 광활한 우주에서 개별 원자들이 서로를 발견하고 결합할 수 있는 공간을 제공합니다

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NASA의 허블 우주 망원경이 놀라운 모습의 은하를 정면에서 아주 세밀하게 포착했습니다. NGC 5335는 원반 전체에 별 형성의 흔적이 고르지 않게 나타나는 솜털 모양의 나선 은하로 분류됩니다. 우리 은하를 포함한 은하에서 흔히 발견되는, 잘 정의된 나선팔이 눈에 띄게 부족합니다. 눈에 띄는 막대 구조가 은하 중심부를 가로지릅니다. 이 막대는 가스를 은하 중심부 안쪽으로 보내 별 형성에 활력을 불어넣습니다. 이러한 막대는 은하 내에서 역동적이며 20억 년 간격으로 나타났다 사라지기도 합니다. 우리 은하를 포함하여 관측된 은하의 약 30%에서 이러한 막대 구조가 나타납니다.

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거대 은하인 LEDA 1313424는 훨씬 작은 청색 왜성 은하인 '화살'이 심장을 관통한 후 9개의 별이 채워진 고리로 물결치고 있습니다. 허블을 사용한 천문학자들은 이전에 어떤 은하에서 관측된 것보다 많은 8개의 가시 고리를 확인했으며, 하와이의 W.M. 켁 천문대 데이터를 사용하여 9개의 고리를 확인했습니다. 다른 은하에 대한 이전 관측에서는 최대 두세 개의 고리를 보여줍니다.

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50억 광년 이상 떨어진 거대한 은하단 MACS J1149.6+2223은 중력 렌즈를 생성하는데, 이는 허블이 중력 렌즈를 이용하여 발견한 가장 흥미로운 두 가지 발견을 가능하게 했습니다. 첫 번째는 레프스달 초신성 관측이었습니다. 허블은 MACS J1149.6+2223에 포함된 거대한 은하가 만들어낸 중력 렌즈가 초신성의 빛을 굴절시키고 확대했기 때문에 이 초신성을 포착했습니다. 레프스달은 MACS J1149.6+2223보다 약 43억 광년 더 멀리, 즉 지구에서 93억 광년 떨어져 있습니다.

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이 사진의 중앙에서 반짝이는 것은 WR 31a로 알려진 울프-레이에 별입니다. 이 별은 카리나(용골) 별자리에서 약 30,000광년 떨어져 있습니다. WR 31a를 둘러싼 것처럼 보이는 독특한 푸른 거품과 그 목록화되지 않은 별의 측면은 울프-레이에 성운입니다. 먼지, 수소, 헬륨 및 기타 가스로 이루어진 성간 구름입니다. 빠른 항성풍이 울프-레이에 별에서 분출된 수소의 외층과 상호 작용할 때 생성되는 이 성운은 종종 고리 모양이나 구형입니다. 약 20,000년 전에 형성된 것으로 추정되는 이 거품은 시속 약 220,000킬로미터의 속도로 팽창하고 있습니다. 불행히도 울프-레이에 별의 수명은 수십만 년에 불과합니다. 결국 화려한 초신성 폭발로 생을 마감하게 될 것이며, 폭발로 방출된 항성 물질은 이후 새로운 세대의 별과 행성을 탄생시키는 데 중요한 역할을 할 것입니다.

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중력 렌즈는 렌즈 현상을 일으키는 천체의 질량과 크기에 따라 두 가지로 구분한다. 천체의 질량이 태양의 1백만 배 이상일 경우를 일반적으로 중력 렌즈라고 하고, 1백만 배보다 작고 1만 분의 1보다 큰 천체를 마이크로 중력 렌즈(미세 중력 렌즈)라고 한다. 최초로 발견된 중력 렌즈는 1979년 영국의 월시, 카스웰, 와이만이 전파 관측을 통하여 확인한 6억 5천만 광년 떨어져 있는 준성 Q0957+561이 그 앞쪽에 위치한 밝은 은하에 의해 두 개의 상으로 보이게 된 것이다.

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가장 유명한 중력 렌즈는 페가수스자리에서 관측된 ‘아인슈타인 십자가’ 혹은 ‘후크라의 렌즈’이다. 약 80억 광년 떨어져 있는 준성 Q2237+0305의 빛이 2억 광년 떨어진 페가수스 은하단에 속한 나선 은하의 핵 부분에 의해 휘어져서 형성된 이 중력 렌즈는 은하핵 주변에 4개의 상을 만들고, 마이크로 중력 렌즈도 포함하고 있다.

[네이버 지식백과] 중력 렌즈 [gravitational lens, 重力─] (두산백과)

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우주의 신기루

투명한 유리나 플라스틱으로 만든 렌즈를 통해서 물체를 보면 물체의 모양은 축소 또는 확대되거나 변형되어 보인다. 이것은 빛이 공기 중을 진행할 때와 유리나 플라스틱 속을 진행할 때 속도가 달라져서 경계면에서 빛이 굴절되기 때문에 생기는 현상이다. 우주에서도 이와 비슷한 현상이 일어난다. 1915년에 아인슈타인은 일반상대성이론을 통해 빛은 천체의 중력장에 의해 그 경로가 휘어질 것을 예측하였고, 천문학자 에딩턴은 개기 일식 때 태양을 관측하여 태양 뒤쪽에서 오는 빛이 태양 가까이를 지날 때 중력에 의해 휘어지는 현상을 관측하였다. 천체의 중력이 클수록 이 현상은 더욱 크게 난다. 만약 천체가 하나의 별이 아니라 수십-수천억 개의 별이 모인 은하이거나 수천 개의 은하들이 모인 은하단이라면 중력은 막강하여 천체의 빛을 더욱 강하게 휘도록 하는 렌즈의 역할을 기대할 수 있는데 이것을 중력렌즈라 부른다. 수십억 광년 너머에 있는 먼 천체에서 방출된 빛이 지구로 오는 경로 상에 중력렌즈의 역할을 하는 천체가 있다면 지구상의 관측자에게 멀리 있는 천체는 변형되어 보이거나 여러 개로 보이는 현상이 나타나게 되는데 이것을 중력렌즈현상이라 한다. 중력렌즈 현상은 1979년에 처음으로 Q0957+561 퀘이사에서 발견된 이후 100 개가 넘게 발견되었다. 이것은 우주의 천체들이 강한 중력으로 빛을 휘게 함으로써 나타나는 우주의 신기루 현상이며 일반상대성이론이 옳다는 증거이기도 하다.

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중력렌즈 효과란 무거운 질량을 가진 천체로 인하여 배경의 빛이 구부러져, 마치 렌즈를 통과하여 오는 것처럼 보이는 현상을 말한다. 이렇게 휘어져서 오는 빛들의 시간차이를 지나온 질량이 큰 천체의 이론적 질량과 연결하여 그 거리를 알 수 있다고 한다.

우리가 흔히 렌즈라 부르는 물체는 유리, 플라스틱 등의 투명한 재질로 만들어져 있어서 빛이 잘 통과하지만, 렌즈의 굴절률이 공기와 달라서 빛이 렌즈를 통과하는 과정에서 방향이 바뀌므로 빛을 모으거나 분산시킬 수 있다. 이런 원리를 이용해 어떤 물체를 보면 그 물체들이 확대되고, 축소되며 경우에 따라서는 더 밝아지거나 더 어두워져 보이게 되는 것이다. 우리가 일상생활에서 자주 접할 수 있는 쌍안경이나 망원경, 현미경등이 바로 렌즈의 이런 성질을 이용한 것이다. 이러한 현상은 우주에서도 일어나고 있다. 수십억 광년 떨어진 천체에서 방출된 빛이 우주로 퍼져 나가다 그중 일부가 지구의 망원경에 도달하면 관측자는 천구상의 특정한 위치에 그 천체가 있음을 알게 되는데, 만약 이 빛이 지구까지 오는 길 가운데에 렌즈가 있다면 지상의 관측자에게 원래의 천체가 확대 혹은 변형되거나 경우에 따라서는 여러 개로 보이게 된다. 실제 우주에서는 거대한 광학렌즈가 존재할 수는 없지만 대신 은하나 은하단, 블랙홀 등과 같이 중력이 매우 큰 천체들이 빛의 방향을 바꾸는 렌즈역할을 하기에 이를 중력렌즈라 부른다. 즉 매우 강한 중력이 빛을 휘게 함으로써 생기는 우주의 신기루 현상이라고도 할 수 있다.

현재까지 중력렌즈에 의한 것으로 인정된 천체는 준성체의 상이 여러 개로 보이는 다상 중력렌즈(multiple-image gravitational lens), 먼 은하가 가까운 은하단에 의해 길게 늘어져 보이는 밝은 호(luminous arc), 전파원이 은하에 의해 고리모양의 전파원으로 보이는 전파고리(radio ring), 은하 가 아닌 별에 의해 렌즈효과가 나타나는 미세중력렌즈(microlensing) 등이 있다.

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중력렌즈 효과를 이용하여 “중력 망원경(gravitational telescopes)"을 고안할 수 있다. 중력망원경은 천체 뒤에 있는 빛을 모으고, 많은 미약한 천체를 밝고 크게 만들기 때문에, 이러한 천체에 대한 연구가 더욱 쉬워질 것이다. 캘리포니아공과대학의 과학자들은 허블우주망원경의 이미지를 이용하여 은하단 아벨 2218은하단에 의한 강한 중력렌즈효과를 통해 더 멀리 있는 천체를 연구하였다. 비슷하게, 미소렌즈효과는 광원이 되는 별의 추가적인 정보를 얻는 데 사용된다.[7] 만약 광원이 되는 별이 쌍성계라면, 궤도의 움직임 또한 관측될 수 있다.

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이 그래픽은 아주 먼 퀘이사의 빛이, 전경에 있는 거대한 은하와 빛이 지나가는 경로에 존재하는 작은 암흑물질 덩어리들에 의해 어떻게 변화되는지를 보여줍니다.
이 은하의 강력한 중력은 퀘이사의 빛을 왜곡하고 확대하여, 퀘이사의 왜곡된 이미지 네 개를 만들어냅니다.

암흑물질 덩어리들은 허블 우주망원경에서 퀘이사까지의 시선 경로를 따라, 그리고 전경 은하의 내부와 주변에 존재하고 있습니다.

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1995년, 허블 우주 망원경의 책임자 로버트 윌리엄스는 모두가 망설이던 아이디어를 내놓았다. 바로 아무것도 없는 우주 공간을 장시간 동안 촬영하자는 것이었다. 당시만 해도 천체가 명확하게 보이지 않는 구역에 관측 시간을 쓰는 건 미친 짓으로 여겨졌고, 실제로 학계에서도 의견이 크게 갈렸다. "쓸모없는 실험"이라는 비판과 "새로운 발견이 있을지도 모른다"는 기대가 팽팽히 맞섰다.

이 시기 허블 망원경은 발사 후 광학 결함으로 인해 수리까지 거치며 "예산 먹는 괴물"이라는 비판을 받고 있었고, 그 운영 비용 또한 천문학적이었다. 총 10조 원이 넘는 예산이 투입되었고, 하루 사용료만 약 10억 원에 달했다. 전 세계 천문학자들이 탐내는 귀한 관측 시간을 단지 "빈 하늘"을 보기 위해 10일이나 쓴다는 건 엄청난 도박이었다.

하지만 윌리엄스는 뜻을 굽히지 않았다. 그는 이 프로젝트를 위해 자신의 관측 시간을 과감히 내놓았다. 촬영된 위치는 큰곰자리 안의 별이 상대적으로 적은 구역이었고, 선택된 영역의 크기는 지구에서 하늘을 바라봤을 때 전체 하늘 면적의 2400만 분의 1에 불과했다. 이는 100m 거리에서 테니스공을 보는 것과 같은 극도로 작은 영역이었다.

그 결과는 놀라웠다. 사진에는 수천 개의 은하가 빼곡히 담겨 있었다. 눈에 보이지 않던 공간에 무수한 우주의 역사가 숨어 있었던 것이다. 이 사진은 '허블 딥 필드(Hubble Deep Field)'로 명명되며 천문학 역사에 길이 남을 대발견이 되었다.

이 실험은 이후 천문학에 깊은 영향을 끼쳤다. 우리가 아무것도 없다고 생각한 곳조차도 수십억 년 전의 은하로 가득 차 있으며, 우주는 생각보다 훨씬 크고 복잡하다는 것을 증명한 계기가 되었기 때문이다.

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1.빛의 속도가 모든 관찰자에게 동일하다는 사실은 시간과 공간에 대해 어떤 의미를 가지는가?

2.중력이 시공간을 어떻게 휘게 만들며, 이것이 행성이나 빛의 경로에 어떤 영향을 주는가?

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두 사건이 동시에 일어났다는 것이 관찰자에 따라 다르게 보일수 있다는데 어떻게 가능한가?

아인슈타인은 왜 광속이 모든관성계에서 동일하다고 가정했을까 ?

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<중력렌즈 효과>

은하단이나 블랙홀 같은 거대한 물체로부터 오는 중력은 시공간을 휘게 만들고 빛의 경로마저 휘게 만든다. 빛이 휘어져서 관찰자에게 도달하면 원래 광원의 모양은 원호의 모양으로 과장되고 왜곡되게 된다.

빛의 경로는 중력렌즈의 중심에서 가장 많이 휘어지고, 먼 곳에서는 적게 휘어진다. 이는 광학 렌즈와는 반대된다. 그 결과 중력렌즈 효과에서는 초점이 존재하지 않는다. 빛을 내는 광원과, 렌즈 효과를 내는 거대한 천체, 그리고 관찰자가 직선상에 있다고 가정한다면, 광원은 거대한 천체의 주위에 링으로 나타나게 될 것이다. 또한, 직선상에 있지 않고 어긋나 있다면 활처럼 휜 모양을 볼 수 있을 것이다. 이러한 현상은 1924년에 러시아의 물리학자 오레스트 흐볼손(Orest Chwolson)[5]에 의해 처음 언급되었고, 1936년에 아인슈타인에 의해 정량화되었으며, 종종 문헌에서 “아인슈타인 링”이라고 언급되었다. 일반적으로 중력 렌즈의 질량 분포가 복잡하고, 시공의 왜곡이 구형이 아니기 때문에, 광원은 렌즈 주위에 드문드문 흩뿌려져 있는 원호의 모양을 하게 되며, 관측자는 같은 광원이 중력 렌즈에 의해 왜곡되어 다수의 상으로 나타나는 현상을 관찰하게 된다. 관찰되는 광원의 모양과 수는, 중력 렌즈를 포함하여 관측 선상에 있는 모든 물체에 의한 중력장에 의해 결정된다.

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NASA/ESA 허블 우주 망원경 이미지에서는 아름답지만 왜곡된 나선 은하가 눈부시게 빛납니다. Arp 184 또는 NGC 1961이라고 불리는 이 은하는 카멜로파달리스(기린) 별자리에서 지구로부터 약 1억 9천만 광년 떨어져 있습니다.

Arp 184라는 이름은 1966년 천문학자 할튼 아르프가 편찬한 특이 은하 지도서에서 유래했습니다. 이 지도에는 이상한 모양을 하고 있으며 완전히 타원형도 아니고 완전히 나선형도 아닌 338개의 은하가 있습니다. 많은 은하들이 다른 은하들과 상호작용을 하고 있으며, 다른 은하들은 명확한 구조가 없는 왜소 은하입니다. Arp 184는 우리 쪽으로 뻗어 있는 것처럼 보이는 넓고 별 모양의 나선팔 덕분에 목록에 이름을 올렸습니다. 은하의 먼 쪽에는 몇 개의 가스와 별이 섞여 있지만, 비슷한 인상적인 나선팔이 없습니다.

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별들로 가득 찬 반짝이는 이 NASA 허블 우주 망원경 사진 에는 Sh2-284로 알려진 별들의 탄생지 중 아주 작은 부분이 보입니다 . 이 거대한 가스와 먼지 영역은 구름 사이에서 빛나는 별들의 탄생지입니다. 갓 태어난 별들의 밝은 성단은 적외선에서 분홍색으로 빛나고, 부풀어 오른 적운을 닮은 가스와 먼지 구름에는 더 빽빽한 먼지의 어두운 매듭들이 점점이 박혀 있습니다.

이 이미지는 허블 우주망원경이 촬영한 적외선 이미지로, Sh2-284의 구름에 가려져 보이지 않을 수도 있는 별들을 훌륭하게 보여줍니다. 가시광선과 달리 적외선 파장은 가스와 먼지 구름을 통과하여 가려진 구름 속에서 생성되는 별들을 엿볼 수 있습니다.

이 성운은 허블 이미지에서는 보이지 않는, 중심부에 있는 젊은 성단 돌리제 25에 의해 형성되었으며, 이 성단에 속한 별들의 나이는 150만 년에서 1,300만 년 사이입니다(반대로 우리 태양의 나이는 46억 년입니다). 이 성단은 이온화풍과 복사를 분출하여 성운의 가스와 먼지를 밀어내고, 여기에서 자세히 볼 수 있듯이 복잡한 모양과 기둥을 형성합니다. 이러한 이온화 복사로 인해 Sh2-284는 주로 이온화된 수소로 구성된 발광 성운인 HII 영역으로 분류됩니다. Sh2-284와 같은 발광 성운은 성운 내부 또는 근처의 별들이 강렬한 자외선을 방출하여 성운의 가스에 에너지를 공급하면서 자체적으로 빛을 냅니다.

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"빛의 속도가 일정하다는 가정이 특수 상대성 이론에서 어떤 의미를 가지며, 시간 지연(time dilation) 현상을 어떻게 설명할 수 있는가?"

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NASA/ESA 허블 우주 망원경이 촬영한 이 사진에는 아름답지만 기울어진 나선 은하가 눈부시게 빛납니다 . Arp 184 또는 NGC 1961로 불리는 이 은하는 지구에서 약 1억 9천만 광년 떨어진 기린자리(기린자리)에 위치해 있습니다.

Arp 184라는 이름은 천문학자 Halton Arp가 1966년에 편찬한 '특이 은하 도감(Atlas of Peculiar Galaxies)'에서 유래했습니다. 이 도감에는 특이한 모양을 가진 338개의 은하가 포함되어 있으며, 일반적으로 완전한 타원형도 아니고 완전한 나선 모양도 아닙니다. 많은 은하가 다른 은하와 상호작용하는 과정에 있으며, 다른 은하들은 명확한 구조가 없는 왜소은하입니다. Arp 184는 우리 은하를 향해 뻗어 있는 것처럼 보이는 넓고 별들이 점처럼 박힌 나선팔 하나로 인해 이 목록에 이름을 올렸습니다. 은하의 뒷면에는 가스와 별들이 몇 가닥 있지만, 비슷하게 인상적인 나선팔은 없습니다.

이 허블 이미지는 세 개의 스냅샷 관측 프로그램의 데이터를 결합한 것인데, 이 프로그램들은 다른 제안들 사이의 시간 간격에 맞춰진 짧은 관측 자료입니다. 세 프로그램 중 하나는 독특한 외관을 가진 Arp 184를 목표로 했습니다. 이 프로그램은 Halton Arp와 Barry Madore가 편찬한 유사 목록인 "남부 특이 은하 및 연합 목록(A Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations)"과 "특이 은하 지도(Atlas of Peculiar Galaxies)"에 등재된 은하들을 관측했습니다.

나머지 두 개의 스냅샷 프로그램은 초신성이나 조석 파괴 현상(초거대 블랙홀이 별이 너무 가까이 접근했을 때 별을 산산이 조각내는 현상)과 같은 덧없는 천문 현상의 여파를 살펴보았습니다. Arp 184는 지난 30년 동안 네 개의 초신성이 관측된 것으로 알려져 있어 초신성 탐사의 유망한 대상입니다.

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매우 멀리 떨어진 천체에서 나온 빛이 지구까지 도달 하기 전 은하 및 은하단과 같은 거대한 천체들의 중력장의 영향을 받아 굴절되어 보이는 현상을 말한다. 가장 유명한 중력 렌즈는 페가수스자리에서 관측된 ‘아인슈타인 십자가’ 혹은 ‘후크라의 렌즈’이다.

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은하와 은하단의 중력이 돋보기처럼 빛을 모으기 때문에 중력 렌즈라고 한다. 돋보기는 빛을 한 점에 모을 수 있지만, 중력장에 의한 빛의 굴절은 초점이 없으므로 한 곳에 모이지 않고 여러 개의 상을 만든다. 빛을 내는 천체와 빛을 굴절시키는 천체 및 관측자가 일직선을 이룰 때 생기는 고리 모양의 상을 특별히 '아인슈타인 링'이라고 부른다.

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빛의 속도가 항상 일정하다면, 왜 움직이는 물체에서 시간과 길이가 변하나요

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1919년 5월 29일, 과학사에 있어 매우 중요한 사건이 일어났다. 바로 영국의 천문학자 아서 에딩턴(Arthur Eddington)과 프랭크 다이슨(Frank Dyson)이 주도한 개기일식 관측을 통해 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 처음으로 실험적으로 검증된 것이다. 이들은 각각 서아프리카의 프린시피섬(Principe Island)과 남아메리카 브라질의 소브랄(Sobral)에서 개기일식을 관측했다.

일반 상대성 이론에 따르면, 태양처럼 질량이 큰 천체는 주변의 시공간을 휘게 만들며, 이로 인해 태양 근처를 지나가는 별빛도 굴절되어 마치 별의 위치가 바뀐 것처럼 보일 수 있다. 평상시에는 태양 빛이 너무 강해 태양 가까이에 있는 별은 관측할 수 없지만, 개기일식이 일어나면 태양의 밝기가 가려지기 때문에 그 주변의 별빛을 사진으로 촬영할 수 있게 된다. 에딩턴과 그의 동료들은 이를 이용하여 별빛의 위치가 실제보다 얼마나 이동해 보이는지를 측정했고, 그 결과는 아인슈타인의 예측과 거의 일치했다. 이 관측은 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 옳다는 강력한 증거가 되었으며, 고전 물리학의 중심이었던 뉴턴의 중력 이론을 넘어서는 계기가 되었다. 또한, 이 사건은 과학자뿐 아니라 전 세계 대중에게도 큰 관심을 끌었으며, 아인슈타인이 세계적인 명성을 얻게 되는 전환점이 되었다. 당시 촬영된 개기일식 사진은 별빛의 위치가 휘어졌다는 것을 보여주는 중요한 자료로 남아 있으며, 현대 과학이 관측과 이론을 통해 진보해왔다는 점을 잘 보여주는 사례 중 하나로 평가된다.

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이 다이어그램은 거대한 은하단인 Abell 2744의 중력이 어떻게 휘어지고 그 뒤에 있는 먼 은하의 희미한 빛을 확대하는지를 보여줍니다. 이 현상을 중력 렌즈 현상이라고 합니다.
은하단의 렌즈 효과 덕분에 천문학자들은 허블 우주 망원경(위쪽 그림)을 포함한 어떤 망원경으로도 볼 수 없을 정도로 희미한 천체를 발견할 수 있었습니다. 각 확대된 이미지는 중간 렌즈가 없는 은하보다 최대 10배 더 크고 밝게 보이게 합니다.
이 은하는 130억 광년 이상 떨어져 있으며 우리 은하 크기의 극히 일부에 불과한 작은 덩어리로 보입니다. 하지만 우주의 나이가 현재 137억 년의 약 3%인 약 5억 년에 불과했던 시절을 엿볼 수 있습니다.

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허블 우주 망원경이 촬영한 이 사진은 처녀자리에 위치한 나선 은하 NGC 5668을 담고 있습니다. 지구에서 9천만 광년 떨어져 있어 천문학자들이 우주 및 지상 망원경을 통해 연구하기에 비교적 용이합니다. 언뜻 보기에는 그다지 특별한 은하는 아닌 것처럼 보입니다. 지름은 약 9만 광년으로, 우리 은하와 크기와 질량이 비슷하며, 거의 정면을 향하고 있어 구름이 끼고 불규칙한 조각들로 이루어진 열린 나선팔을 보여줍니다.

우리 은하와 NGC 5668의 눈에 띄는 차이점 중 하나는 이 은하가 새로운 별을 60% 더 빠르게 형성한다는 것입니다. 천문학자들은 NGC 5668에서 별 형성의 두 가지 주요 원인을 발견했습니다. 첫째, 이 고화질 허블 이미지는 은하 중심부에 막대를 보여주는데, 실제 막대보다는 약간 타원형처럼 보일 수 있습니다. 이 막대는 많은 나선 은하에서 중앙 막대가 그렇듯이 은하의 별 형성 속도에 영향을 미친 것으로 보입니다. 둘째, 천문학자들은 은하 원반과 은하를 둘러싼 구형의 희미한 헤일로 사이를 수직으로 이동하는 고속 수소 가스 구름을 추적했습니다. 이러한 움직임은 뜨겁고 무거운 별에서 나오는 강력한 항성풍의 결과일 수 있으며, 이 항성풍은 새로운 별 형성 영역에 가스를 공급할 것입니다.

NGC 5668의 향상된 별 형성 속도는 초신성 폭발의 빈도 증가와 관련이 있습니다. 천문학자들은 이 은하에서 1952년, 1954년, 그리고 2004년에 세 번의 초신성 폭발을 관측했습니다. 이 사진에서 허블은 II형 SN 2004G의 주변을 조사하여 이러한 유형의 초신성으로 생을 마감하는 별의 종류를 연구했습니다.

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1. 블랙홀 근처에서 시간이 느려진다던데, 그걸 어떻게 알 수 있나요?

2. 빛의 속도가 모든 관성계에서 동일하다면, 고전역학의 속도 합성 법칙은 왜 실패하나요?

3. 시간 지연(Time Dilation)은 에너지-운동량 관계와 어떻게 연결되나요?

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이 이미지는 중력 렌즈라는 자연의 트릭에 의해 생성됩니다. 은하단의 엄청난 중력은 은하단 뒤에 있는 먼 은하의 빛을 확대하고 왜곡하여 여러 이미지를 만듭니다. SDSS J223010.47-081017.8로 분류된 이 은하단은 지구에서 70억 광년 떨어져 있습니다.

허블은 중력 렌즈가 있는 많은 은하를 관측해 왔습니다. 그러나 이 허블 스냅샷에서 발견된 이미지는 독특합니다. 오른쪽 하단의 풀아웃에 표시된 두 개의 확대된 이미지는 서로의 정확한 복사본입니다. 두 개의 밝은 타원형은 은하의 핵심입니다. 이 드문 현상은 배경 은하가 우주의 구조에 파문을 퍼뜨리기 때문에 발생합니다. 이 '파편'은 우주 질량의 대부분을 구성하는 보이지 않는 접착제인 밀집된 양의 암흑 물질의 중력으로 인해 발생하는 가장 큰 배율의 영역입니다. 먼 은하에서 나온 빛이 이 파문을 따라 은하단을 통과하면 두 개의 거울 이미지와 함께 옆으로 볼 수 있는 세 번째 이미지가 생성됩니다.

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중력렌즈 효과는 아주 먼 천체에서 나온 빛이 중간에 있는 거대한 천체에 의해 휘어져 보이는 현상을 의미한다. 일반 상대성이론의 증거 중 하나이다. 이를 통해 희미해서 관측하기 힘든 천체도 관측할 수 있다.

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이 그림은 전경 은하의 중력 렌즈 효과가 훨씬 더 먼 배경 은하의 모습에 어떤 영향을 미치는지 보여줍니다. 즉, 현재 관측된 가장 먼 은하의 최대 20%가 전경의 강력한 중력장의 영향으로 빛이 증폭되어 더 밝게 보일 것입니다.

가장 왼쪽 평면에는 배경의 고적색편이 은하들이 포함되어 있습니다. 가운데 평면에는 전경의 은하들이 포함되어 있는데, 이 은하들의 중력은 배경 은하의 밝기를 증폭시킵니다. 오른쪽 평면은 중력 렌즈 효과를 더한 지구에서 보이는 모습을 보여줍니다. 그렇지 않으면 보이지 않았을 먼 은하들이 중력 렌즈 효과로 ​​인해 나타납니다.

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이 다이어그램은 전경 은하에 의한 중력 렌즈가 훨씬 더 먼 배경 은하의 출현에 어떤 영향을 미치는지 보여줍니다. 즉, 현재 감지된 가장 먼 은하의 20%가 전경 강렬한 중력장의 영향으로 빛이 증폭되고 있기 때문에 더 밝게 보일 것입니다.

맨 왼쪽에 있는 평면에는 배경 고적색편이 은하가 있습니다. 중간 평면에는 전경 은하가 포함되어 있으며, 중력은 배경 은하의 밝기를 증폭시킵니다. 오른쪽 평면은 중력 렌즈 효과가 추가되어 필드가 지구에서 어떻게 보이는지 보여줍니다. 렌즈 효과로 인해 보이지 않을 수도 있는 먼 은하가 나타납니다.

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시공간이 출렁인 것이 파동의 형태로 전달되어, 움직이는 물체 또는 계(界, system)로부터 바깥 쪽으로 이동하는 것을 말한다. 이러한 중력파에 의해 전달되는 에너지를 중력 복사(重力輻射, gravitational radiation)라 한다. 일반상대성이론에 따라 일그러진 시공간을 바탕으로 찾아낸 결과이기 때문에 절대시간과 절대공간을 가정하는 뉴턴 역학에서는 중력파의 존재 자체가 불가능하다.

질량을 가지고 움직이는 모든 물질은 중력파를 발생시키나 일반적으로는 너무 미약하여 관측이 어렵다. 따라서 아광속으로 움직이고 있거나 거대한 질량을 가지고 있는 물질에서만 관측 가능한데, 아광속으로 움직이는 천체는 매우 드물고[1] 직선에 가깝게 운동할수록 파장이 길어지기 때문에 공전하는 것이 측정하기에 이상적이다. 따라서 높은 질량을 가지고 고속으로 공전 중인 천체가 주요 관측대상이 되며 혹여 충돌이라도 하게 되면 공전주기가 짧아지면서 매우 강한 에너지를 만들다가 사라지기 때문에 더할 나위 없이 좋다. 그래서 관측 가능한 중력파를 발생시키는 대표적인 예는 한쪽에 백색 왜성이나 중성자별이나 블랙홀을 포함한 쌍성계이다.

1905년에 앙리 푸앵카레가 처음으로 중력파 개념을 제안하였고, 1915년에 알베르트 아인슈타인이 일반 상대성 이론의 기반으로 그 존재를 처음으로 예측하였다. 하지만 분명하게 관측하기엔 당시의 기술적 한계에 비해 그 정도가 너무 미약하였기에 아인슈타인의 예언 이후 100년 동안 중력파는 직접적으로 검출되지 않고 간접적으로 확인되기만 했었다. 그러다 2015년 9월 14일 LIGO에서 중력파의 검출에 성공하며, 2016년 2월 11일 학계에 그 존재를 보고하며 입증해 내었다. 그리고 이 프로젝트에 참여한 물리학자 3명은 그에 대한 공로로 2017년 노벨물리학상을 수상하였다. 그 3명 중에는 영화 인터스텔라 제작에 자문한 것으로 유명한 천체물리학자 킵 손 교수도 포함되어 있다

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상대성이론은 저차원, 혹은 다차원 공간에서도 곡률을 통해 중력이 만들어지거나 혹은 만들어질 수 없음을 증명할 수 있는가?

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아벨 68이라는 이 거대한 은하단을 둘러싼 중력장은 우주에서 자연 렌즈 역할을 하여 매우 먼 배경 은하에서 오는 빛을 밝게 하고 확대합니다.

마치 유령의 집 거울처럼, 렌즈 효과는 배경 은하의 호 모양 이미지와 거울상 이미지로 이루어진 환상적인 풍경을 만들어냅니다. 앞쪽 성단은 20억 광년 떨어져 있으며, 렌즈 효과로 ​​포착된 이미지는 그보다 훨씬 뒤에 있는 은하에서 온 것입니다.

이 사진에서 왼쪽 상단의 나선 은하 이미지는 1970년대 고전 컴퓨터 게임 스페이스 인베이더에 등장하는 외계인 시뮬레이션과 유사한 모양으로 확대 및 반사되었습니다! 크고 밝은 타원 은하 왼쪽에는 왜곡이 덜한 두 번째 이미지가 나타납니다.

사진 오른쪽 상단에는 중력 렌즈와는 무관한 또 다른 눈에 띄는 특징이 있습니다. 은하에서 떨어지는 보라색 액체처럼 보이는 것은 램 ​​압력 스트리핑(ram-pressure stripping)이라고 하는 현상입니다. 은하가 더 밀도가 높은 은하간 가스 영역을 통과하면서 은하 내부의 가스 구름이 걷히고 가열되는 현상입니다.

이 사진은 허블의 광시야 카메라 3을 이용해 적외선으로 촬영했으며, 허블의 첨단 탐사 카메라를 이용해 근적외선 관측 결과를 합성했습니다.

이 사진은 닉 로즈가 허블의 숨겨진 보물 이미지 처리 경연대회에서 발견한 데이터를 일부 바탕으로 만들어졌습니다.

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영국의 과학자 아서 에딩턴(Arthur Eddington)은 일식이 일어나는 동안 태양 근처의 별을 사진 촬영하여 이 별들의 위치가 평소보다 태양 쪽으로 가까이 이동했음을 보여 주기 위한 실험을 했다. 만일 별이 이동한 것처럼 보인다면, 이는 별빛의 경로가 휘어진 것을 의미하기 때문이었다. 태양의 빛이 엄청나게 희미한 별빛을 가리지 않도록 일식이 일어나는 동안 관측해야 했다. 과연 별은 ‘잘못된’ 위치로 정확히 이동해 있었다. 이처럼 별빛이 이론에서 예측한 값과 똑같이 휘는 것을 측정함으로써 이 실험은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 확고한 증거가 되었다.

현재 빛의 휘어짐은 우주의 질량 분포나 암흑 물질(다 타 버려서 더 이상 빛을 내지 못하는 작은 별 같은 물질)을 탐사하는 한 가지 방법으로 쓰이고 있다. 달빛조차 없는 밤에 칠흑같이 검은 고양이를 찾는 일처럼 암흑 물질을 찾기는 무척 어렵다. 이를 관측하기 위한 유일한 길이 바로 중력 효과이다.

‘중력 렌즈 효과’는 천문학자들이 암흑 물체(dark object)를 확인할 수 잇는 한 가지 방법이다. 암흑 물체는 다른 물체들처럼 중력을 통해 상호 작용한다. 다 타 버린 별들이 스스로 빛을 발하지는 못할지라도, 그 별 뒤편에 밝은 별이 있어 빛을 내는 경우가 있다. 빛이 진행하는 길에 암흑 별이 없다면, 빛은 직진할 것이다. 하지만 밝은 별에서 나온 빛은 암흑 별을 지나칠 때, 그 경로가 휠 것이다. 별의 왼쪽을 지나가는 빛은 오른쪽으로 휠 것이고, 별의 오른쪽으로 지나가는 빛은 왼쪽으로 휠 것이다. 위, 아래도 마찬 가지이다. 이 효과에 의해 암흑 별의 뒤에 있는 밝은 물체는 다중 이미지를 만들게 되는데 이를 중력 렌즈 효과라고 한다.

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시간은 왜 움직이는 속도에 따라 다르게 흐르나요?

빛의 속도가 일정하다는 건 무슨 의미이고, 왜 그것이 중요하죠?

블랙홀 근처에서는 왜 시간이 느려진다고 하나요?

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1. 빛보다 빠른 물체가 존재할 수 있을까?

2. 우주선에서 시간을 느끼는 속도는 지구와 어떻게 다를까?

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1. 보편적 속도 제한

아인슈타인의 유명한 방정식 E= mc² 에는 진공에서의 빛의 속도인 "c"가 포함되어 있습니다. 빛은 대부분의 사람이 볼 수 있는 무지개색부터 우주선 데이터를 전송하는 전파까지 다양한 유형으로 존재하지만, 아인슈타인은 모든 빛이 초당 186,000마일(300,000km)의 속도 제한을 따라야 한다고 주장했습니다. 따라서 두 빛 입자가 매우 다른 양의 에너지를 가지고 있더라도 같은 속도로 이동합니다.

이는 우주에서 실험적으로 입증되었습니다. 2009년, NASA의 페르미 감마선 우주 망원경은 거의 동시에 두 개의 광자를 감지했는데 , 하나는 다른 하나보다 백만 배 더 큰 에너지를 가지고 있었습니다. 두 광자 모두 약 70억 년 전 두 중성자별이 충돌한 근처의 고에너지 영역에서 나왔습니다. 중성자별은 폭발한 별의 고밀도 잔해입니다. 다른 이론들은 시공간 자체가 더 높은 에너지를 가진 입자의 속도를 늦출 수 있는 " 거품 같은 " 질감을 가지고 있다고 가정했지만, 페르미의 관측 결과는 아인슈타인의 이론을 뒷받침했습니다.

은하들이 마치 웃는 얼굴을 하고 있는 것처럼 보입니다. 두 개의 노란색 얼룩이 넓게 퍼진 빛의 호 위에 매달려 있습니다. 아래쪽 호 모양의 은하는 중력렌즈 효과를 받은 은하의 특징적인 형태를 띠고 있습니다. 빛이 우리에게 도달하는 과정에서 거대한 천체 근처를 지나가면서 은하가 일그러지고 형태가 변형된 것입니다.

ESA/허블 및 NASA; 감사의 말: Judy Schmidt(geckzilla)

2. 강한 렌즈 효과

태양이 가까이 지나가는 먼 별의 빛을 굴절시키는 것처럼, 은하와 같은 거대한 천체는 훨씬 멀리 있는 다른 천체의 빛을 왜곡합니다. 어떤 경우에는 이러한 현상이 새로운 은하를 발견하는 데 실제로 도움이 될 수 있습니다. 가까운 천체가 망원경처럼 작용하여 더 먼 천체를 볼 수 있게 하는 "렌즈" 역할을 한다고 합니다. 은하단 전체가 렌즈 효과를 받아 렌즈 역할을 할 수도 있습니다.

렌즈 효과를 내는 천체가 하늘에서 더 멀리 있는 천체에 충분히 가까이 보일 때, 우리는 실제로 그 멀리 있는 천체의 여러 상을 보게 됩니다. 1979년, 과학자들은 은하 중심의 매우 밝은 천체인 퀘이사의 이중상을 처음 관측했습니다. 퀘이사는 유입되는 가스 원반을 빨아들이는 초대질량 블랙홀을 포함하는 천체입니다. 멀리 있는 천체의 겉보기 복제품은 원래 천체가 변하면 밝기가 변하지만, 앞쪽 천체의 중력에 의해 공간 자체가 휘어지기 때문에 한꺼번에 밝기가 변하는 것은 아닙니다.

때로는 멀리 있는 천체가 다른 천체와 정확하게 일직선상에 있을 때, 빛이 "아인슈타인 링" 또는 호 형태로 휘어지는 것을 볼 수 있습니다. NASA 허블 우주 망원경이 촬영한 이 사진 에서 , 휘어진 빛의 호는 렌즈 효과를 통해 다른 은하들과 함께 "웃는 얼굴"을 형성하는 멀리 있는 은하를 나타냅니다.

암흑 에너지 탐사에서 2,600만 개의 은하에 대한 중력 렌즈 측정을 통해 만들어진 암흑 물질 지도.

시카고 대학의 치웨이 창/카블리 우주물리학 연구소/DES 협업.

3. 약한 렌즈 효과

무거운 물체가 멀리 있는 물체의 렌즈 역할을 하지만, 두 물체가 우리 시야에 대해 특별히 정렬되어 있지 않으면, 멀리 있는 물체의 상은 하나만 투사됩니다. 이러한 현상은 훨씬 더 자주 발생합니다. 가까이 있는 물체의 중력 때문에 배경 물체가 실제보다 더 크고 늘어져 보이게 됩니다. 이를 "약한 렌즈 효과"라고 ​​합니다.

약한 렌즈 현상은 우주의 가장 큰 미스터리 중 하나인 암흑 물질과 암흑 에너지를 연구하는 데 매우 중요합니다. 암흑 물질은 중력을 통해서만 일반 물질과 상호 작용하는 보이지 않는 물질로, 은하 전체와 은하군을 우주 접착제처럼 단단히 고정합니다. 암흑 에너지는 중력의 반대 방향으로 작용하여 물체를 서로 멀어지게 합니다. NASA의 광시야 적외선 탐사 망원경 (WFIRST), NASA가 참여하는 유럽 주도의 유클리드 우주 임무, 그리고 지상 기반 대형 시놉틱 탐사 망원경(Large Synoptic Survey Telescope) 등 앞으로 발사될 세 개의 관측소가 이러한 노력의 핵심 역할을 할 것입니다. 과학자들은 우주 전역에 걸쳐 약한 렌즈 은하의 왜곡 현상을 관측함으로써 이러한 끊임없이 수수께끼로 남아 있는 현상의 영향을 규명할 수 있습니다.

중력 렌즈는 일반적으로 NASA의 제임스 웹 우주 망원경이 우주의 최초 별 과 은하를 찾는 데에도 도움이 될 것입니다.

4. 마이크로렌징

지금까지 우리는 거대 천체가 다른 거대 천체의 확대경 렌즈 역할을 하는 것에 대해 이야기해 왔습니다. 하지만 별은 주변에 행성을 가진 별을 포함하여 다른 별들을 "렌즈처럼" 볼 수 있습니다. 배경 별의 빛이 전경에 있는 더 가까운 별에 의해 "렌즈처럼" 반사되면 배경 별의 밝기가 증가합니다 . 만약 그 전경 별에도 행성이 있다면, 망원경은 그 행성이 공전하면서 배경 별의 빛에 추가적인 변화를 감지할 수 있습니다. 우리 별이 아닌 다른 별 주위를 도는 행성인 외계 행성을 찾는 이러한 기술을 "마이크로렌징"이라고 합니다.

NASA의 스피처 우주 망원경은 지상 관측소들과 협력하여 미세중력렌즈를 통해 "얼음덩어리" 행성을 발견했습니다 . 미세중력렌즈를 통해 현재까지 확인된 행성은 100개 미만인 반면, WFIRST는 이 기술을 사용하여 1,000개 이상의 새로운 외계행성을 발견할 수 있습니다.

이것은 블랙홀의 첫 번째 사진입니다. 과학자들은 사건 지평선 망원경을 사용하여 M87 은하 중심에 있는 블랙홀의 이미지를 얻었습니다.

이벤트 호라이즌 망원경 협력

5. 블랙홀

빛조차 빠져나올 수 없는 극도로 밀도가 높은 천체인 블랙홀의 존재 자체가 일반 상대성 이론의 예측입니다. 블랙홀은 시공간의 구조가 극도로 왜곡된 모습을 보이며, 특히 그 엄청난 중력이 빛에 미치는 기묘한 영향으로 유명합니다. 이는 오직 아인슈타인의 이론으로만 설명할 수 있습니다.

2019년, 미국 국립과학재단(NSF)과 다른 파트너들의 지원을 받는 사건지평선망원경(Event Horizon Telescope) 국제 협력팀은 블랙홀의 사건지평선(Event Horizon)을 최초로 촬영했습니다. 사건지평선은 블랙홀 주변 물질의 "돌아올 수 없는 지점"을 정의하는 경계입니다. NASA의 찬드라 X선 관측선 , 핵분광망원경배열(NuSTAR) , 닐 게렐스 스위프트 관측선, 그리고 페르미 감마선 우주망원경은 모두 공동으로 동일한 블랙홀을 관측했으며, 연구자들은 현재 결과를 분석하고 있습니다.

NASA의 스피처 우주 망원경이 촬영한 은하 M87에는 거의 빛의 속도로 두 개의 제트를 우주로 뿜어내는 초대질량 블랙홀이 있습니다. 삽입 그림은 두 제트가 생성하는 충격파를 확대해서 보여줍니다.

NASA/JPL-Caltech/IPAC

6. 상대론적 제트

이 스피처 이미지는 적외선으로 촬영한 은하 메시에 87(M87)을 보여주는데, 이 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있습니다. 블랙홀 주변에는 극도로 뜨거운 가스 원반과 반대 방향으로 뿜어져 나오는 두 개의 물질 제트가 있습니다 . 이미지 오른쪽에 보이는 제트 중 하나는 거의 정확히 지구를 향하고 있습니다. 제트의 밝기가 향상된 것은 관찰자를 향해 빛의 속도에 가까운 속도로 이동하는 입자에서 나오는 빛의 방출 때문이며, 이 효과를 "상대론적 빔"이라고 합니다. 반면, 다른 제트는 관찰자로부터 빛의 속도에 가까운 속도로 멀어져 모든 파장에서 보이지 않습니다. 이러한 제트의 작동 원리에 대한 자세한 내용은 아직 밝혀지지 않았으며, 과학자들은 더 많은 단서를 얻기 위해 블랙홀 연구를 계속할 것입니다.

이 예술가의 상상도는 블랙홀을 둘러싼 강착 원반을 묘사하고 있으며, 원반의 안쪽 영역은 세차 운동을 합니다. "세차 운동"은 블랙홀을 둘러싼 물질의 궤도가 중심 천체를 중심으로 방향을 바꾸는 것을 의미합니다.

ESA/ATG 미디어랩

7. 중력 소용돌이

블랙홀에 대해 말하자면, 블랙홀의 중력은 매우 강해서 유입되는 물질이 주변에서 "흔들리게" 만듭니다. 마치 숟가락으로 꿀을 저어주는 것처럼, 블랙홀 주변 공간이 꿀과 같은 역할을 하는 것처럼, 블랙홀의 공간 왜곡은 블랙홀 주위를 공전하는 물질에 흔들림 효과를 미칩니다. 최근까지 이는 이론적인 수준에 불과했습니다. 그러나 2016년, 유럽 우주국(ESA)의 XMM-뉴턴 망원경과 NASA의 핵 분광 망원경 배열(NUSTAR)을 이용하는 국제 과학자팀은 흔들리는 물질의 특징을 최초로 관측했다고 발표했습니다. 과학자들은 아인슈타인의 이론을 직접 탐구하기 위해 블랙홀의 이러한 기이한 효과를 계속 연구할 것입니다.

그런데 블랙홀 주변의 물질이 흔들리는 현상은 아인슈타인이 수성의 기묘한 궤도를 설명한 방식과 유사합니다. 태양에 가장 가까운 행성인 수성은 태양으로부터 가장 큰 중력을 받기 때문에 궤도 방향이 태양 주위를 천천히 돌면서 흔들림을 발생시킵니다.

고급 LIGO는 지구에서 10억 광년 이상 떨어진 두 블랙홀이 합쳐지면서 발생하는 중력파를 관측했습니다. 이 컴퓨터 시뮬레이션은 (슬로모션으로) 가까이서 보면 어떤 모습일지 보여줍니다. 이 영상을 실시간으로 재생하면 약 3분의 1초 정도 지속됩니다.
SXS 렌징

8. 중력파

중력파라고 불리는 시공간의 파동은 약 100년 전 아인슈타인에 의해 가설화되었지만, 최근까지 실제로 관측되지는 않았습니다. 2016년, 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO) 검출기를 사용하는 천문학자들의 국제 협력은 획기적인 발견을 발표했습니다. 이 거대한 실험은 대격변으로 두 개의 블랙홀이 합쳐진 후 13억 년 동안 진행되어 온 중력파의 미묘한 신호를 감지했습니다. 이는 중력파와 빛을 모두 연구할 수 있는 다중 메신저 천문학이라는 과학 분야에 새로운 문을 열었습니다.

예를 들어, LIGO가 2017년에 발표한 대로 두 중성자별이 합쳐지는 과정에서 중력파 신호를 감지한 후, NASA 망원경이 협력하여 두 중성자별에서 나오는 빛을 측정했습니다. 이 사건에서 나온 중력파가 두 별이 합쳐지는 과정에서 나오는 감마선보다 불과 1.7초 전에 감지되었고, 두 별 모두 1억 4천만 광년을 이동한 후였기 때문에 과학자들은 아인슈타인이 다른 측면에서 옳다는 결론을 내렸습니다. 중력파와 빛파는 같은 속도로 이동합니다.

이 그림에 나와 있듯이, 카시니는 2017년 9월 15일에 토성 대기권으로 돌입합니다.

NASA/JPL-칼텍

9. 태양이 라디오 신호를 지연시킨다

행성 탐사 우주선 또한 아인슈타인이 일반 상대성 이론에 대해 옳았음을 보여주었습니다. 우주선은 전파 형태의 빛을 사용하여 지구와 통신하기 때문에, 태양과 같은 거대한 천체의 중력이 빛의 경로를 바꾸는지 확인할 수 있는 좋은 기회를 제공합니다.

1970년, NASA의 제트 추진 연구소는 1969년 화성 플라이바이를 완료한 마리너 6호와 7호가 무선 신호를 사용하여 실험을 수행했으며 아인슈타인과도 동의했다고 발표했습니다 .NASA 의 딥 스페이스 네트워크(DSN)를 사용하여 두 마리너는 이 목적을 위해 수백 건의 무선 측정을 수행했습니다.연구원들은 캘리포니아 골드스톤의 DSN 접시에서 우주선까지 무선 신호가 이동하고 돌아오는 데 걸리는 시간을 측정했습니다.아인슈타인이 예측했듯이 태양의 중력 때문에 총 왕복 시간에 지연이 있었습니다.마리너 6호의 경우 최대 지연은 204마이크로초였는데, 이는 1초보다 훨씬 짧았지만 아인슈타인의 이론이 예상한 것과 거의 정확히 일치했습니다.

1979년, 바이킹 착륙선은 이와 같은 방식으로 더욱 정확한 실험을 수행했습니다. 2003년에는 과학자들이 NASA의 카시니 우주선을 이용하여 바이킹보다 50배 더 ​​정밀하게 이러한 종류의 전파 과학 실험을 반복했습니다. 아인슈타인의 이론이 타당하다는 것이 분명해졌습니다!

중력 탐사선 B의 구상. 여러 이미지 콜라주를 편집하여 완성된 우주선을 만들었습니다.

캐서린 스티븐슨, 스탠포드 대학교 및 록히드 마틴사

10. 지구 궤도에서의 증거

2004년, NASA는 아인슈타인의 이론이 지구 궤도에서 어떻게 작용하는지 관찰하기 위해 특별히 설계된 중력 탐사선 B를 발사했습니다 . 이 이론에 따르면, 자전하는 지구는 중력으로 빛을 왜곡하는 것 외에도 자전하면서 주변의 시공간 구조를 끌어당겨야 합니다.

우주선은 네 개의 자이로스코프를 장착하고 지구 극지방 궤도를 돌면서 페가수스자리 IM별을 향하고 있었습니다. 이 실험에서 아인슈타인이 틀렸다면, 이 자이로스코프들은 항상 같은 방향을 가리켰을 것입니다. 그러나 2011년, 과학자들은 지구의 중력이 시공간을 끌어당기는 결과로 자이로스코프의 방향에 미세한 변화가 발생하는 것을 관찰했다고 발표했습니다.

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1. 뉴턴의 중력 이론과 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 어떻게 다르며, 왜 뉴턴의 이론을 대체하게 되었나요?

2. 왜 빛은 질량이 없는데도 중력에 의해 휘어지나요?

3. 일반 상대성 이론이 위성 항법 시스템(GPS)과 같은 기술에 실제로 어떤 영향을 미치나요?

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빛의속도는 일정하게 고정되어있다는것은 어떻게 알 수 있나요?

시간지연현상과 거리 팽창현상은 어떠한 개념속에서 정의 될 수 있나요?

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1. 우주선을 타고 빠르게 움직이는 사람이 지구로 돌아오면 시간이 적게 흘렀다고 하는데, 왜 그런가요? (쌍둥이 역설)

2. '시간이 느려진다'는 말은 실제로 어떤 의미인가요?

3. 상대성이론을 통해 우주여행에서 겪을 수 있는 시간의 차이를 설명할 수 있을까요?

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1.빛의 속도가 일정하다는것을 어떻게 설명할수 있는지

2. 시간지연 현상을 어떻게 설명할수 있는지

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20세기 초, 1915년 일반 상대성 이론을 발표하기 3년 전, 알베르트 아인슈타인은 강한 중력장을 통과할 때 빛이 어떻게 움직일지에 대한 자신의 생각을 기록했습니다. 그는 중력이 렌즈처럼 작용하여 더 멀리 있는 물체에서 나오는 빛을 굴절시킬 것이라고 추론했습니다.

아인슈타인의 연구는 멀리 있는 천체에 대한 우리의 시야를 넓혀주는 자연의 우주적 기이함을 암시했습니다. 중력 렌즈라고 불리는 이 현상은 거대한 천체가 중력장에 의해 공간과 시간을 휘게 하는 공간 영역입니다. 이 영역을 통과하는 모든 빛은 광학 렌즈를 통과하는 빛과 유사한 방식으로 왜곡되고 증폭됩니다. 중력 렌즈는 왜곡과 확대 외에도 같은 천체의 여러 상을 생성할 수 있습니다. 멀리 있는 천체의 빛은 중력 렌즈를 통과하면서 여러 경로를 거칠 수 있습니다. 그 빛이 렌즈를 통과할 때 우리는 하나의 천체에 대한 여러 개의 왜곡된 상을 보게 됩니다.

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중력은 질량뿐만 아니라 에너지도 끌어당길 수 있다. E=mc²이라는 유명한 방정식은 에너지와 질량은 밀접하게 연관되어 있음을 의미한다. 만일 질량을 가진 물체가 중력을 느낀다면, 에너지도 중력을 느껴야만 한다. 태양의 중력은 빛의 경로에도 영향을 준다. 아인슈타인의 이론은 빛이 태양의 영향으로 얼마나 휠지를 정확히 예측했다. 이 예측은 1919년의 일식에서 처음으로 확인되었다.

영국의 과학자 아서 에딩턴(Arthur Eddington)은 일식이 일어나는 동안 태양 근처의 별을 사진 촬영하여 이 별들의 위치가 평소보다 태양 쪽으로 가까이 이동했음을 보여 주기 위한 실험을 했다. 만일 별이 이동한 것처럼 보인다면, 이는 별빛의 경로가 휘어진 것을 의미하기 때문이었다. 태양의 빛이 엄청나게 희미한 별빛을 가리지 않도록 일식이 일어나는 동안 관측해야 했다. 과연 별은 ‘잘못된’ 위치로 정확히 이동해 있었다. 이처럼 별빛이 이론에서 예측한 값과 똑같이 휘는 것을 측정함으로써 이 실험은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 확고한 증거가 되었다.

현재 빛의 휘어짐은 우주의 질량 분포나 암흑 물질(다 타 버려서 더 이상 빛을 내지 못하는 작은 별 같은 물질)을 탐사하는 한 가지 방법으로 쓰이고 있다. 달빛조차 없는 밤에 칠흑같이 검은 고양이를 찾는 일처럼 암흑 물질을 찾기는 무척 어렵다. 이를 관측하기 위한 유일한 길이 바로 중력 효과이다.

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상대성 이론은 일상생활에 어떤 영향을 미치고 있는가?

중력이 실제로는 시공간의 왜곡이라면, 우리가 느끼는 중력은 어떻게 설명될 수 있을까?

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1. 빛의 속력이 왜 모든 관성계에서 동일하게 관측되나요?

2. 거리팽창과 시간지연 현상을 어떻게 설명할 수 있을까요?

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A와 B의 사건이 일어났다고 가정했을 때, 한 관찰자는 동시에 일어났다고 보고 다른 관찰자는 순서가 다르게 보일 수 있다고 한다. 시공간이 휘어진다고 한들 어떻게 순서가 바뀌어 보일 수 있는 것인가?

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1. 중력이 없는 완전 평탄한 시공간의 존재는 물리적으로 어떻게 해석될 수 있을까? 또한 양자 중력 이론이 필요하다는 주장은 이러한 고전적 해석을 어떻게 넘어서려 하는가?

2. 상대성 이론이 제시하는 시간의 구조는 우리의 직관적인 '지나가는 시간' 또는 '지금'이라는 경험과 어떻게 충돌하며, 이 간극은 물리학적으로 또는 철학적으로 어떻게 해소될 수 있을까?

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1. 동시성의 상대성은 인과관계에 어떤 철학적 문제를 제기할까?

2. 빛보다 빠른 입자가 존재한다면(가령 타키온), 특수상대성이론은 어떻게 붕괴할까/

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1. 질량은 어떻게 시공간을 왜곡시키는가?

2. 중력과 관성력은 구분할 수 없다고 했는데, 중력과 관성력이 합쳐진다면 그 합력을 느낄 때 더 큰 힘을 느끼게 되지 않는가?

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1. 상대성이론에 따르면 우주는 휘어져 있다고 하는데, 그게 실제로 무슨 뜻인가?

2. 상대성이론에서 말하는 시간 지연은 시간이 느리게 흐른다는 말인데, 이게 무슨 뜻이고 어떻게 증명되었나?

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1. 빛이 휘어지는 것처럼, 중력은 소리에도 영향을 줄까

2. 우주의 끝에 가까운 곳에서 시간이 다르게 흐를까