빛이 제한적이지만 매우 높은 속도로 전파된다는 사실은 덴마크 천문학자 오르 크리스티안슨 로메이가 1676 년에 처음 발견한 것이다. 그는 목성의 위성이 일정한 간격으로 목성 뒤에서 나오는 것이 아니라는 것을 관찰했다. 만약 달이 일정한 속도로 목성 주위를 운행한다면 예상대로 작동하지 않을 것이다. 지구와 목성이 모두 태양 주위를 회전할 때, 그것들 사이의 거리는 변화하고 있다. Romai 는 우리가 목성에서 멀어질수록 목성의 월식이 늦어진다는 것을 알아차렸다. 그의 논점은 우리가 더 멀리 떨어져 있을 때 목성과 달의 빛이 우리에게 도착하는 데 더 오랜 시간이 걸린다는 것이다. 그러나 그가 측정한 목성과 지구 거리의 변화는 그다지 정확하지 않기 때문에 광속의 값은 초당 140000 마일 (1 마일 = 1 .609km) 이며 현재 값은 초당/KLOC 입니다 그럼에도 불구하고, 로마이는 빛이 제한된 속도로 움직인다는 것을 증명할 뿐만 아니라 빛의 속도도 측정했으며, 그의 업적은 탁월했다. 이 모든 것은 뉴턴이' 수학 원리' 를 발표하기 전 1 1 년 전에 완성되었다는 것을 알아야 한다.
1865 년까지 영국 물리학자 제임스 맥스웰은 당시 전기와 자기에 대한 이론을 성공적으로 통일한 후에야 진정한 광전파 이론을 만들어 냈다. 맥스웰 방정식은 연못 표면의 잔물결처럼 일정한 속도로 움직이는 결합 전자기장에 변동이 있을 수 있다고 예측했다. 만약 이 파동의 파장 (두 봉우리 사이의 거리) 이 1 m 이상이라면, 이것이 바로 우리가 전파라고 부르는 것이다. 파장이 짧은 파동을 마이크로웨이브 (몇 센티미터) 또는 적외선 (1 센티미터 이상) 이라고 합니다. 가시광선의 파장은 백만 분의 65438+40 과 백만 분의 65438+80cm 사이입니다. 파장이 짧은 것을 자외선, 엑스레이, 감마선이라고 합니다.
맥스웰의 이론은 전파나 광파가 일정한 속도로 움직여야 한다고 예언했다. 하지만 뉴턴의 이론은 절대 정지라는 개념에서 벗어났기 때문에 빛이 일정한 속도로 전파된다고 가정한다면, 사람들은 이 고정 속도가 무엇에 상대적으로 측정되는지 알아내야 합니다. 이렇게 하면' 진공' 에서도 어디에나 있는 물체를' 이더넷' 이라고 부른다. 공기 중의 음파처럼 광파는 에테르를 통과해야 하므로 광속은 에테르를 기준으로 해야 한다. 이더넷 모션의 다른 관찰자와 비교했을 때, 우리는 빛이 서로 다른 속도로 그들에게 쏘는 것을 보아야 하지만, 빛이 에테르로 향하는 속도는 일정하다. 특히 지구가 태양 주위를 공전하며 에테르를 통과할 때, 지구 운동이 에테르를 통과하는 방향 (우리가 광원을 향해 움직일 때) 에서 측정한 광속은 운동 방향에 수직으로 측정한 광속보다 커야 한다. 1887 기간 동안 알버트 맥켈손 (미국 최초의 노벨 물리학상 수상자가 됨) 과 에드워드 모레가 클리블랜드의 카스 응용과학대학에서 매우 세심한 실험을 했다. 그들은 지구의 운동 방향과 이 방향에 수직인 광속을 비교할 것이다. 놀랍게도, 그들은 두 빛의 속도가 정확히 동일하다는 것을 알게 되었습니다!
1887 부터 1905 까지 사람들은 마이클슨 모레 실험을 여러 번 설명하려고 시도했다. 가장 유명한 것은 네덜란드 물리학자인 헨드릭 로로즈입니다. 그는 에테르를 기준으로 움직이는 물체의 수축과 시계가 느려지는 메커니즘을 기반으로 합니다. 하지만 스위스 특허국의 알 수 없는 직원인 알버트 아인슈타인은 1905 의 유명한 논문에서 사람들이 절대 시간의 개념을 포기하기만 하면 전체 에테르의 개념이 불필요하다고 지적했다. 몇 주 후, 프랑스에서 가장 중요한 수학자 중 한 명인 헨리 푸갈레도 비슷한 견해를 제시했다. 아인슈타인의 논증은 푸앵카레의 논증보다 물리학에 더 가깝다. 후자가 수학 문제라고 생각하기 때문이다. 일반적으로 이 새로운 이론은 아인슈타인 덕분이지만, 푸앵카레의 이름은 그 안에서 중요한 역할을 한다.
이 상대성 이론의 기본 가정은 관찰자가 어떤 속도로 자유롭게 움직이든 과학 법칙은 그들에게는 동일해야 한다는 것이다. 뉴턴의 운동 법칙에는 당연히 그러하지만, 이제 이 개념은 맥스웰 이론과 광속을 포함하도록 확장되었다. 관찰자가 얼마나 빨리 움직이든 같은 빛의 속도를 측정해야 한다. 이 간단한 개념에는 몇 가지 특별한 결론이 있습니다. 가장 유명한 사람은 질량이 동등할 수 있다. 아인슈타인의 유명한 방정식 E = mc2 (여기서 E 는 에너지, M 은 질량, C 는 광속) 와 광속보다 더 빠른 법칙은 없다. 에너지와 질량이 동일하기 때문에 물체가 운동으로 인해 발생하는 에너지는 그것의 질량에 더해져야 한다. 다른 말로 하자면, 그것을 가속화하는 것은 더욱 어려워질 것이다. 물체가 광속에 가까운 속도로 움직일 때만 이런 효과가 실제적으로 의미가 있다. 예를 들어 한 물체가 10% 의 속도로 움직이면 질량은 원본보다 0.5% 증가한 반면 90% 의 속도로 움직이는 물체는 질량이 정상 질량의 두 배가 된다. 물체가 빛의 속도에 가까워지면, 그 질량은 점점 더 빠르게 상승하고, 점점 더 많은 에너지가 필요하다. 사실, 그 당시 질량은 무한히 커질 것이기 때문에 빛의 속도에 도달하지 못할 것입니다. 질량은 동등한 원리에 따라 무한한 에너지가 필요하기 때문입니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 품질명언) 이 때문에 상대성 이론은 어떤 정상적인 물체도 영원히 광속보다 낮은 속도로 움직이는 것을 제한한다. 빛이나 내면의 질량이 없는 다른 파동만이 광속으로 움직일 수 있다.
상대성론의 한 가지 두드러진 성과는 공간과 시간에 대한 우리의 개념을 바꾸었다는 것이다. (존 F. 케네디, 시간명언) 뉴턴의 이론에서, 한 곳에서 다른 곳으로 빛의 펄스를 보내면, 다른 관찰자들은 이 과정에 소요되는 시간에 이의를 제기하지 않지만 (시간은 절대적이기 때문), 빛이 전파되는 거리에 동의하지 않는다 (공간이 절대적이지 않기 때문). 광속은 거리를 소요 시간으로 나눈 것과 같기 때문에 관찰자마다 다른 광속을 측정한다. 반면에 상대성 이론에서 모든 관찰자들은 빛의 운동 속도에 동의해야 한다. 그러나, 그들은 빛의 전파 거리에 동의할 수 없다. 그래서 지금 그들은 얼마나 걸릴지 동의하지 않을 것이다. (어쨌든, 빛이 소비하는 시간은 바로 광속이다. 이는 모든 관찰자에게 일치하며, 그들에게는 빛을 빼는 거리가 일치하지 않는다. (알버트 아인슈타인, 시간명언) 요컨대 상대성 이론은 절대 시간의 개념을 종식시켰다! 따라서 각 관찰자는 자신의 시계가 측정하는 시간을 가지고 있으며, 서로 다른 관찰자가 가지고 있는 동일한 시계 판독은 반드시 일치하지는 않습니다.
그림 2. 1 시간은 세로좌표로 측정되고 관찰자와의 거리는 가로좌표로 측정됩니다. 관찰자의 공간과 시간의 경로는 왼쪽의 수직선으로 표시됩니다. 라이트가 이벤트에 들어오고 나가는 경로는 대각선으로 표시됩니다.
각 관찰자는 레이더를 사용하여 빛의 펄스나 전파를 방출하여 사건이 발생한 시기와 장소를 결정할 수 있다. 일부 펄스가 이벤트에 반사되면 관찰자는 그가 메아리를 받는 시간을 측정할 수 있다. 사건의 시간은 펄스와 펄스가 반사되어 수신되는 두 순간의 중간점으로 간주될 수 있다. 사건의 거리는 이 왕복 시간의 절반에 광속을 곱할 수 있다. 이런 의미에서 사건은 특정 공간의 어느 시점과 특정 시간의 어느 시점에서 일어나는 일이다. ) 이 뜻은 그림 2. 1 에 나와 있습니다. 이것은 시공간도의 한 예이다. 이 단계를 통해 서로 움직이는 관찰자는 같은 사건에 다른 시간과 위치를 부여할 수 있다. 특정 관찰자의 측정이 다른 사람의 측정보다 더 정확하지는 않지만, 이 모든 측정은 관련이 있다. 관찰자는 다른 사람의 상대 속도만 알면 다른 사람이 같은 사건에 대해 줘야 할 시간과 위치를 정확하게 계산할 수 있다.
이제 우리는 길이를 측정하는 것보다 시간을 더 정확하게 측정할 수 있기 때문에 이 방법으로 거리를 정확하게 측정합니다. 사실, 쌀의 정의는 백금 원자 시계로 측정 된 빛이 0.000000335640952 초 이내에 지나가는 거리입니다 마찬가지로, 우리는 더 쉽게 업데이트할 수 있는 길이 단위 (초초) 를 사용할 수 있으며, 빛이 1 초 안에 전파되는 거리로 간단히 정의할 수 있다. 이제 상대성론에서는 각 관찰자가 동일한 광속 (0.000003540952 초 1 미터로 정의됨) 을 자동으로 측정할 수 있도록 시간과 광속을 기준으로 거리를 정의합니다. 마이클슨 모레 실험에 따르면 에테르의 존재는 어쨌든 탐지되지 않기 때문에 에테르의 개념을 도입할 필요가 없다. 그러나 상대성 이론은 우리로 하여금 우리의 시공간의 관념을 근본적으로 바꾸게 했다. 우리는 시간이 공간과는 완전히 분리되고 독립할 수 없다는 견해를 받아들여야 하며, 공간과 결합해 이른바 시공간의 대상을 형성해야 한다는 견해를 받아들여야 한다. (존 F. 케네디, 시간명언)
우리의 일반적인 경험은 세 개의 숫자나 좌표로 공간에서 한 점의 위치를 설명할 수 있다는 것이다. 예를 들어 방의 한 점은 한 벽에서 7 피트 (1 피트 = 0.3048m) 떨어져 있고 다른 벽에서 3 피트 (1 피트 = 0.3048m) 떨어져 지면보다 5 피트 높다고 말할 수 있습니다 위도, 경도 및 높이를 사용하여 점을 지정할 수도 있습니다. 제한된 범위 내에서만 유효하지만 세 개의 적절한 좌표를 자유롭게 선택할 수 있습니다. 런던 피카딜리 광장 북쪽과 서쪽으로 몇 마일 (1 마일 = 1 .609km) 과 해발 몇 피트 (1피트 = 0.3048m) 를 기준으로 달의 위치를 나타내는 것이 아니라 이 좌표들이 우리 은하에서의 태양의 위치, 혹은 우리 은하의 이 은하군 내에서의 위치를 묘사하는 데도 유용하지 않다. (윌리엄 셰익스피어, 햄릿, 태양명언) 사실, 사람들은 겹치는 좌표 조각으로 우주 전체를 묘사할 수 있다. 각 세그먼트에서 사람들은 서로 다른 세 세트의 좌표를 사용하여 점의 위치를 나타낼 수 있습니다.
그림 2.2 태양으로부터의 거리 (10 12 마일, 1 마일 =1.609km)
사건은 특정 시간과 공간에서 일어나는 일이다. 이렇게 하면 사람들은 네 개의 숫자나 좌표로 그것을 결정할 수 있으며, 좌표계의 선택은 임의적이다. 사람들은 정의된 모든 공간 좌표와 임의의 시간 측정을 사용할 수 있다. 상대성론에서 시간과 공간 좌표에는 진정한 차이가 없다. 마치 어떤 두 공간 좌표에도 진정한 차이가 없는 것처럼. 예를 들어, 첫 번째 공간 좌표가 이전 첫 번째 및 두 번째 공간 좌표의 조합이 되도록 새 좌표 세트를 선택할 수 있습니다. 예를 들어, 지구상의 한 점의 마일리지는 런던 피카딜리 광장의 북쪽과 서쪽에서 측정되는 것이 아니라 북동쪽과 북서쪽 (1 마일 =1.609km) 에서 측정됩니다. 마찬가지로 상대성 이론에서 새로운 시간 좌표를 사용할 수 있습니다. 이는 오래된 시간 (초) 과 피카딜리 거리에서 북쪽까지의 거리 (초) 를 더한 것입니다.
그림 2.3
한 사건의 네 좌표를 수단으로 사용하여 소위 4 차원 시공간에서의 위치를 지정하는 것이 도움이 되는 경우가 많습니다. 나는 3 차원 공간을 상상하기 어렵다! 하지만 지구 표면과 같은 2 차원 공간도를 쉽게 그릴 수 있습니다. 지구 표면은 2 차원이다. 그 위에 있는 점의 위치는 위도와 경도와 같은 두 개의 좌표로 결정될 수 있기 때문이다. ) 일반적으로 2 차원 그래프를 사용합니다. 위쪽 방향은 시간이고 수평 방향은 공간 좌표 중 하나입니다. 다른 두 개의 공간 좌표는 고려되지 않거나 그 중 하나가 원근법으로 표시되는 경우도 있습니다. (그림 2. 1 과 같이 시공간도라고 합니다. 예를 들어 그림 2.2 에서 시간은 위쪽으로, 연도 단위로 측정되며, 태양에서 알파-반인마자리까지의 직선 거리는 수평 방향으로 마일 단위로 측정됩니다. 태양과 알파-반인마자리의 시간과 공간의 경로는 그림의 왼쪽과 오른쪽에 있는 수직선으로 표시됩니다. 태양에서 나오는 빛은 대각선을 따라 걸으며, 태양에서 알파-반인마자리까지 4 년이 걸린다.
맥스웰 방정식은 빛의 속도에 관계없이 빛의 속도가 동일해야 한다고 예측했는데, 이는 정확한 측정에 의해 입증되었습니다. 이렇게 하면 특정 시간에 특정 공간의 한 지점에서 빛의 펄스가 방출되면 시간의 추이에 광구로 확산됩니다. 광구의 모양과 크기는 소스의 속도와 무관합니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 스포츠명언) 1 만년 1 초 후, 300 미터 반경의 구로 산란됩니다. 1 백만 2 초 후 반지름은 600 미터가 됩니다. 잠깐만요. 연못에 석두 한 조각을 던지는 것처럼 수면의 파문이 사방으로 확산되고, 파문이 원형으로 확산되면서 점점 커지고 있다. 3 차원 모델에 2 차원 연못 수면과 1 차원 시간이 포함되어 있다고 가정하면, 이러한 확대된 물결의 원은 석두 충돌 장소와 시간인 원뿔을 그립니다 (그림 2.3). 마찬가지로, 이벤트가 산란하는 빛은 4 차원 시공간에 3 차원 광추를 형성하는데, 이를 사건의 미래 광추라고 한다. 같은 방법으로 과거 광추라는 또 다른 원뿔을 그릴 수 있는데, 이는 광 펄스로 이벤트에 전파될 수 있는 모든 이벤트의 집합을 나타냅니다 (그림 2.4).
그림 2.4
주어진 사건 P 에 대해 사람들은 우주의 다른 사건을 세 가지 범주로 나눌 수 있다. 입자나 파동이 이벤트 P 의 광속보다 작거나 같은 속도로 이동할 수 있는 이벤트를 P 의 미래라고 합니다. 이벤트 P 에서 방출되는 팽창 광구 또는 위에 있습니다. 이런 식으로, 시공간도에서, 그들은 P 의 미래 원뿔에 있거나 ... 빛보다 더 빨리 전파되는 것은 없기 때문에 P 에서 일어나는 일은 P 의 미래 사건에만 영향을 줄 수 있습니다.
마찬가지로 P 의 과거도 아래의 모든 이벤트 모음으로 정의할 수 있습니다. 여기서 이벤트 P 의 속도가 광속보다 작거나 같다는 것을 알 수 있습니다. 이렇게 하면 P 에서 발생하는 모든 이벤트에 영향을 줄 수 있는 집합이며 P 의 미래나 과거의 이벤트는 P 의 다른 곳에 있다고 할 수 있습니다 (그림 2.5). 이 사건에서 일어난 일은 P 에서 일어난 일이나 P 에서 일어난 일에 영향을 줄 수 없다. 예를 들어 태양이 이 순간에 빛을 내지 않는 경우, 이 순간은 지구에 영향을 주지 않는다. 지구의 순간은 태양이 꺼진 사건의 광콘 밖에 있기 때문이다 (그림 2.6). 우리는 8 분 후에야 이 사건을 알 수 있는데, 이것은 빛이 태양에서 우리에게 도착하는 데 필요한 시간이다. 그때까지만 해도 지구의 사건은 태양 소멸 사건의 미래 광콘 안에 있을 것이다. 마찬가지로, 우리는 지금 우주에서 더 먼 곳에서 무슨 일이 일어나고 있는지 모른다. 우리가 본 먼 은하의 빛은 수백만 년 전에 방출되었고, 가장 먼 물체에 대해서는 80 억 년 전에 방출된 것이다. (알버트 아인슈타인, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언) 그래서 우리가 우주를 관찰할 때, 우리는 그것의 과거를 관찰하고 있다.
그림 2.5
그림 2.6
아인슈타인과 푸앵카레가 1905 년에 한 것처럼 중력효과를 무시하면, 사람들은 좁은 상대성이론이라는 이론을 얻게 된다. 시간과 공간의 각 이벤트에 대해 라이트 원뿔 (이벤트에 의해 방출되는 빛의 가능한 모든 트랙 집합) 을 만들 수 있습니다. 모든 사건에서 어떤 방향으로든 빛의 속도가 동일하기 때문에 모든 원뿔은 모두 동일하고 같은 방향을 향하고 있습니다. 이 이론은 우리에게 빛보다 더 빨리 전파되는 것은 없다는 것을 알려준다. 즉, 시공간을 가로지르는 모든 물체의 궤적은 그 위에 있는 각 사건의 원뿔 안에 떨어지는 선으로 표시해야 합니다 (그림 2.7).
그림 2.7
특수 상대성 이론은 빛의 속도가 모든 관찰자에게 동일하다는 사실을 성공적으로 설명하고 (예: 마이클슨 모레 실험에서 증명한 것), 빛의 속도에 접근할 때의 물체의 행동을 성공적으로 묘사했다. 하지만 뉴턴의 중력 이론과 호환되지 않습니다. 뉴턴의 이론에 따르면 물체 사이의 흡인력은 그것들 사이의 거리에 달려 있다. 즉, 한 개체를 이동하면 다른 개체의 힘이 즉시 변경됩니다. 다른 말로 하자면, 중력 효과는 좁은 상대성론이 요구하는 속도가 광속보다 작거나 같은 속도가 아니라 무한한 속도로 전달되어야 한다. 아인슈타인은 1908 부터 19 14 까지 여러 차례 실패한 시도를 하여 협의상대성론과 조화를 이루는 중력 이론을 찾으려고 시도했다. 19 15 년, 그는 마침내 우리가 오늘 말한 일반 상대성 이론을 제시했다.
아인슈타인은 중력이 다른 종류의 힘과는 달리 시공간이 평탄하지 않은 결과라는 혁명적인 견해를 제시했다. 그가 이전에 가정한 바와 같이 시공간은 그 중의 질량과 에너지의 분포에 의해 구부러지거나 "왜곡" 되었다. 지구와 같은 물체는 중력이라는 힘 때문에 구부러진 궤도를 따라 움직이는 것이 아니라 측지선이라는 궤적을 따라 움직이는데, 이 궤적은 구부러진 공간에서 직선에 가장 가깝다. 측지선은 두 인접 점 사이의 가장 짧은 (또는 가장 긴) 경로입니다. 예를 들어, 지구 표면은 구부러진 2 차원 공간입니다. 지구의 측지선은 큰 원이라고 하며 두 점 사이의 최단 경로입니다 (그림 2.8). 측지선은 두 공항 사이의 가장 짧은 거리이기 때문에 조종사가 조종사에게 비행할 항로를 알려준 것이다. 일반 상대성 이론에서 물체는 4 차원 시공간에서 항상 직선을 따라 움직인다. 그럼에도 불구하고, 우리의 3 차원 공간에서는 구부러진 경로를 따르는 것 같습니다. (마치 비행기가 매우 많은 산의 지면을 날아가는 것을 보는 것과 같습니다. 3 차원 공간에서 직선으로 비행하지만 그림자는 2 차원 지면에서 구부러진 경로를 따릅니다.
그림 2.8
태양의 질량은 시공간의 굴곡을 일으켜 지구가 4 차원 시공간에서 직선 궤적을 따르게 하지만, 3 차원 공간에서는 원을 따라 움직이는 것처럼 보이게 한다. 사실, 일반 상대성 이론에 의해 예측된 행성 궤도는 뉴턴 중력 이론에 의해 예측된 궤도와 거의 똑같다. 그러나 태양에 가장 가깝고 중력 효과가 가장 강하고 궤도가 상당히 긴 행성 수성의 경우 일반 상대성 이론은 궤도 타원의 장축이 1 만년 약 1 도 속도로 태양 주위를 공전할 것이라고 예측했다. 이 효과는 작지만 19 15 년 전에 주목을 받았고 아인슈타인 이론에 대한 첫 번째 검증으로 여겨졌다. 최근 몇 년 동안 더 작은 다른 행성의 궤도 편차와 뉴턴 이론이 예측한 궤도 편차는 레이더에 의해 측정되어 일반 상대성 이론의 예측과 일치하는 것으로 밝혀졌다.
빛도 시간과 공간의 측지선을 따라야 한다. 공간이 다시 휘어지는 사실은 빛이 공간에서 직선을 따르지 않는 것처럼 보인다는 것을 의미한다. 이런 식으로, 일반 상대성 이론은 빛이 중력장에 의해 구부러졌음에 틀림없다고 예언한다. 예를 들어, 이 이론은 태양의 질량으로 인해 태양 근처의 한 점에 있는 라이트 원뿔이 약간 안쪽으로 편향될 것이라고 예측합니다. 이는 먼 별에서 오는 빛이 태양 근처를 통과할 때 작은 각도로 휘어지는 것을 보여 주며, 지구의 관찰자들에게는 별이 다른 위치에 있는 것처럼 보입니다 (그림 2.9). 물론, 만약 별에서 나오는 빛이 항상 태양에 매우 가까운 곳을 통과한다면, 우리는 빛이 빗나갔는지, 혹은 별들이 실제로 우리가 그것을 보는 곳에 있는지 알 수 없다. 그러나, 지구가 태양 주위를 회전할 때, 서로 다른 별들이 태양 뒤에서 지나가면, 그들의 빛은 편향될 것이다. 그래서 다른 별들과 비교했을 때, 그들은 시야를 바꾸었다.
그림 2.9
일반적으로 이런 효과를 관찰하기는 어렵다. 태양의 빛은 사람들이 하늘에서 태양 근처에 나타나는 별을 관찰할 수 없게 하기 때문이다. 그러나, 그것은 일식 때 관측될 수 있는데, 그때 태양빛은 달에 가려져 있었다. 제 1 차 세계대전이 진행 중이기 때문에 아인슈타인의 광편향에 대한 예언은 19 15 에서 즉시 검증되지 않았다. 영국 탐험대는 19 19 까지 서아프리카에서 일식을 관찰하고 빛이 실제로 이론에 예언된 대로 태양에 의해 편향되었다고 지적했다. 이번에 독일의 이론은 영국인들에 의해 입증되어 전후 양국의 화해의 위대한 행위로 칭송되었다. 아이러니하게도, 사람들은 나중에 이번 탐험에서 촬영한 사진을 검사해 보았는데, 오차가 그들이 측정하려고 시도한 것만큼 크다는 것을 발견했다. 과학계는 일반적으로 그들의 측정이 순전히 행운이거나 그들이 원하는 결과가 알려져 있다고 생각한다. 그러나, 빛의 편향은 이후의 많은 관측에 의해 정확하게 증명되었다.
일반 상대성 이론의 또 다른 예측은 지구와 같은 질량 물체 근처에서 시간이 더 느리게 지나가는 것 같다는 것이다. 이는 빛 에너지가 그 주파수 (초당 빛의 진동 횟수) 와 관련이 있기 때문입니다. 에너지가 클수록 주파수가 높아집니다. 빛이 지구의 중력장에서 올라가면 에너지가 손실되어 주파수가 떨어집니다 (두 피크 사이의 간격이 커진다는 것을 의미). 위의 사람들의 관점에서 볼 때, 아래에서 일어나는 모든 일은 더 오래 걸리는 것 같다. 급수탑의 상단과 하단에 설치된 매우 정확한 시계 쌍을 이용하여 이 예측은 1962 에서 검증되었다. 바닥이 지구에 가까울수록 시계가 더 느리게 걷는 것을 발견하는데, 이것은 광의상대성론과 완전히 일치한다. 지구상의 높이가 다른 시계의 속도는 다르다. 이는 현재 큰 실제적인 의미가 있다. 사람들이 위성이 보낸 신호를 이용해 매우 정확한 항법을 해야 하기 때문이다. 만약 사람들이 일반 상대성 이론의 예측에 대해 아무것도 모른다면, 계산된 위치에는 몇 마일의 오차 (1 마일 =1.609km) 가 있을 것이다!
뉴턴의 운동 법칙은 공간의 절대 위치에 대한 개념을 종식시켰다. 반대 측은 절대 시간을 벗어났다. 쌍둥이 한 쌍을 고려하다. 한 명은 산꼭대기에 가서 살고 다른 한 명은 해수면에 남는다고 가정해 봅시다. 첫 번째는 두 번째보다 나이가 들 것이다. 그래서 만약 그들이 다시 만난다면, 하나는 다른 것보다 더 늙었을 것이다. 이런 상황에서 나이 차이는 매우 적다. 하지만 한 아이가 광속에 가까운 우주선을 타고 장거리 여행을 한다면, 그 차이는 훨씬 더 커질 것입니다. 그가 돌아올 때, 그는 지구에 남아 있는 다른 사람보다 훨씬 젊어질 것이다. 이것은 소위 쌍둥이 역설이다. 그러나, 이것은 마음 속에 여전히 절대적인 시간 개념을 가진 사람들에게 단지 역설일 뿐이다. 상대성론에는 유일한 절대 시간이 없다. 반대로, 모든 사람은 그가 어디에 있는지, 어떻게 움직이는지에 따라 자신의 시간 척도를 가지고 있다.
19 15 이전에는 공간과 시간이 이벤트가 발생하는 고정 단계로 간주되어 발생한 이벤트의 영향을 받지 않았습니다. 특수 상대성 이론에서도 마찬가지다. 물체가 움직일 때, 힘은 서로 끌어당기고 배척하지만, 시간과 공간은 전혀 영향을 받지 않고 연장된다. 공간과 시간은 자연히 무한히 앞으로 뻗어 있는 것으로 여겨진다.
그러나 일반 상대성 이론에서는 상황이 크게 다르다. 이때 공간과 시간은 동력이 된다. 물체가 움직이거나 힘이 있을 때 공간과 시간의 곡률에 영향을 미친다. 반대로 시공간의 구조는 물체의 움직임과 힘이 작용하는 방식에 영향을 미친다. 공간과 시간은 영향을 받을 뿐만 아니라 우주에서 일어나는 모든 일의 영향을 받는다. 공간과 시간의 개념이 없으면 우주의 사건에 대해 이야기할 수 없는 것처럼, 광의상대론에서 우주 경계 밖의 공간과 시간에 대해 이야기하는 것은 의미가 없다.
앞으로 수십 년 동안 공간과 시간에 대한 새로운 이해가 우리의 세계관을 바꿀 것이다. 이미 존재하고 무기한 존재하는 기본적으로 변하지 않는 우주의 낡은 관념은 이미 우주가 움직이고 팽창하며 제한된 과거부터 시작하여 제한된 미래에 끝나는 관념으로 대체되고 있는 것 같다. 이 변화는 다음 장의 내용이다. 몇 년 후, 제가 이론 물리학을 배우는 출발점이 되었습니다. 로저 펜로스와 저는 아인슈타인의 일반 상대성론에서 우주가 시작도 있고 끝도 있을 것이라고 추론할 수 있다고 지적했습니다. (* Roger penrose, Roger Penrose, Roger Penrose, Roger Penrose, Roger Penrose)