우주의 4가지 힘

[유토피아]

우주의 4가지 힘

우주에는 4가지 힘이 존재하고 있습니다.

과거 반세기 동안 과학이 밝혀낸 바로는 우주를 구성하고 있는 힘에는 크게 네가지가 있다고 합니다.

강한 핵력과 약한 핵력, 전자기력과 중력이 있습니다.

이 4가지의 힘으로 우주가 운동을 한다는 겁니다.

그런데 네가지 힘은 그 작용과 파워 면에서 서로 판이하게 다릅니다.

힘의 크기나 구성 그 작용과정 등에서 제 각각입니다.

과학자들은 네가지 힘이 왜 이렇게 판이하게 다른가 하는 의문을 해겨하기 위해서 반세기나 연구해 왔습니다.

위의 기본힘들은 현재까지는 게이지 보손입자라는 작은 입자들을 통해 전달되는 것으로 알려져 있다.

각 힘들은 자신만의 게이지 보손입자를 가지고 있으며, 중력자(중력), 광자(전자기력), 글루온(강한 핵력), W, Z입자(약한 핵력)로 나뉜다.

즉 네가지 힘을 통합하기 위한 방적식을 만들기위해서 많은 시간을 기울여왔습니다.

이 방적식을 바로 통일장이론이라고 합니다.

한마디로 지금의 문명을 한 단계 상승시켜 샐운 문명으로 전환할 수 있는 꿈의 방적식으로 아쉽게도 20세기에는 모두 실패로 끝이 났다고 합니다.

그럼 21세기엔 통합이 될까요?

우선 네가지 힘이 각각 어떻게 다른지 살펴보겠습니다.

미시계인 원자계의 힘인 강한 핵력(강한 상호작용強한相互作用, strong interaction과 약한 핵력을 보겠습니다.

강한 상호작용(強한相互作用, strong interaction

강한 상호작용(強한相互作用, strong interaction)은 물리학에서 다루는 개념으로 원자핵이나 중간자들을 결합하고 상호작용하게 하는 힘이다.

'강한 핵력'(強한核力, strong nuclear force), 또는 줄여서 '강력'(強力, strong force)이라고 일컬어지기도 한다.

자연계의 네 가지 기본 힘인 중력, 전자기력, 강력, 약력 중 하나이다. 현재 표준 이론은 양자 색역학을 기반으로 하는 표준 모형이나, 이전에는 끈이론이나 부트스트랩 등의 이론이 있었다.

쿼크와 글루온 사이의 강력은 '색력'(色力, color force)이라고도 부른다.

1970년대 이전까지는 핵자, 즉 양성자와 중성자가 기본입자로 생각되었으며, '강력' 혹은 '강한 핵력' 따위의 용어는 전기적 척력을 극복하고 핵을 붙들어 매는 핵자 간의 힘을 일컬었다. 이 힘은 실제 강한 상호작용의 부수적인 효과였으며, 강한 핵력이라는 말은 아주 가까운 거리에서 '정전기력을 극복할 만큼 강한 핵자간의 힘'이 존재한다는 것을 나타내기 위해 사용되었다.

하지만 쿼크가 발견된 후, 양성자 그 자체에 힘이 작용하는 것이 아니라, 양성자를 구성하는 쿼크 및 글루온에 힘이 작용하는 것임이 밝혀졌다.

즉, 이전에 강한 핵력이라고 언급했던 핵자간의 힘은 실제 강한 상호작용이 강입자, 즉 바리온과 중간자에 작용할 때 발생하는 잔류(residual) 현상이라는 것이다.(핵력 참조.)

그러한 이유로, 과거의 강한 핵력은 잔류 강한 핵력(residual strong force)라고도 하며, 새로이 발견된 아원자 입자간의 힘인 강한 상호작용은 양자 색역학에 의거하여 색력(color force)이라고도 한다.

강력은 네가지 기본 힘 중에서 가장 강한 힘이지만, 힘이 미치는 범위는 매우 좁습니다.

강한 핵력은 쿼크와 쿼크간에 결합을 가능하게 하는 힘으로 이렇게 만들어진 양성자나 중성자는 다시 강한 핵력의 작용을 받아 결합하여 원자핵을 만듭니다.

쿼크간에 작용하는 강력은 글루온이라는 힘 매개입자를 통해서 전달되는 것으로 생각되고 있습니다.

강한 핵력은 이름 그대로 너무나 강력하여 강력을 벗어나서 독립적으로 존재하는 쿼크, 이름하여 자유쿼크는 아직까지 물리학자들의 실험실이나 우주선 속에서 관측된 바가 없습니다.

쿼크는 양성자나 중성자 혹은 파이온 같은 중간자를 통해서 간접적으로 관찰되고 있을 뿐입니다.

강한 핵력은 별의 연료가 되는 에너지를 제공하는 힘을 말합니다.

별이 밝게 빛나고 광선을 만들어 생명의 젖줄을 대어 주는 것은 전적으로 강한 핵력 덕분입니다.

만약 강한 핵력이 사라진다면 태양과 같은 행성들은 암흑이 될 것이고, 온 우주에 있는 모든 생명은 종말을 고하게 될것입니다.

약한 상호작용(弱 - 相互作用

약한 핵력은 4가지 힘 중에서 2번째로 약한 힘이며 입자의 붕괴를 일으켜서 방사능 원인이 되는 힘을 말합니다. 한 예로는 중성자는 약 15분의 수명으로 양성자로 붕괴하면서 전자와 반전자, 중성미자도 동시에 방출되는데, 이처럼 입자의 붕괴를 일으키는 것이 약한 핵력입니다.

약한 상호작용(弱 - 相互作用)은 자연의 네 가지 기본상호작용 중 하나이다. 약한 상호작용은 흔히 약력, 또는 약한 핵력이라고도 부른다. 입자 물리학의 표준 모형에서 약한 상호작용은 W와 Z보손을 주고받으면서 일어난다. 약한 상호작용은 베타 붕괴(원자핵에서의 중성자가 양성자로 바뀌는 현상이 한 예)에서 찾아볼 수 있다. 약력의 ‘약’은 약력장의 세기가 강력장의 세기보다 10^13 배 약한 데에서 기인한다. 그러나 약력은 짧은 거리에서는 중력보다 세다.

엔리코 페르미가 베타 붕괴를 설명하기 위해 '약한 상호작용'을 도입했다. 그는 낮은 에너지에서는 약한 상호작용은 고안한 간단한 4점(點)이론으로 설명한다. 그러나 이 이론은 재규격화할 수 없으며, 따라서 높은 에너지에서는 사용할 수 없다.

1968년, 셸던 글래쇼와 압두스 살람이 약한 상호작용과 양자전기역학을 하나로 통일한, 이른바 살람-글래쇼 이론 혹은 전기약 이론(electroweak theory)을 개발하는 데 성공하였다. 이 이론은 광자 이외에 전기약력을 매개하는 새로운 입자들(W+, W–, Z)을 예측하였다. 이 입자들은 뒤에 발견되어, 살람-글래쇼 이론을 실험적으로 입증하였다. 살람과 와인버그는 이 공로로 노벨상을 수상하였다.

약한 상호작용의 게이지 보손은 SU(2) ×U(1)게이지 대칭과 관련된다. 낮은 에너지에서는 힉스장의 하나가 진공 기대치를 얻고 게이지 대칭은 자발적인 대칭 붕괴로 U(1) 전자기 대칭으로 떨어진다. 이 대칭 붕괴는 세 가지 질량없는 골드스톤 보손을 만들지만 그들은 힉스 메커니즘을 통해서 광자와 같은 장의 셋에 의해 적분되어 질량을 준다. 이들 세 장들은 W 와 Z 보손(W+, W– 와 Z 보손) 으로 약작용에 관련되는 한편 질량없는 네 번째 게이지 장은 전자기장의 광자이다. W 와 Z의 질량이 계의 일반적인 질량보다 훨씬 더 큰 경우, 살람-글래쇼 이론은 페르미의 이론과 동일한 현상을 예측한다.

압두스-살람 이론은 전기약력을 매개하는 마당이 자발대칭파괴를 겪는다고 가정한다. 전기약력의 자발대칭파괴 설명하는 가장 표준적인 방식은 힉스 메커니즘으로, 스칼라 마당인 힉스 보손을 도입하는 것이다.

전자기 상호작용(電磁氣相互作用, electromagnetic interaction)

전자기력은 두 물체가 전하를 가지고 있을 때 전하의 종류에 따라서 끌어당기거나 미는 힘을 말합니다.

즉 서로 밀어내는 힘을 척력이라고 합니다.

전자기 상호작용(電磁氣相互作用, electromagnetic interaction)은 대전된 입자 (렙톤과 쿼크 등) 사이의 기본 상호작용이다. 힘을 운반하는 입자는 광자(γ)이다.

네 개의 기본 상호작용 가운데 (강한 상호작용 다음으로) 두 번째로 세며, 또한 장거리에 작용하는 두 개의 기본 상호작용 가운데 하나다. (다른 하나 장거리 상호작용은 중력이다.)

자기력과 전기력은 여러면에서 유사합니다.

자기력으로부터 전기력을 만들어 낼 수 있고, 반대로 전기력에서 자기력을 만들어 낼수도 있습니다.

자기력과 전기력은 만유인력과 같은 형태로 계산되는데, 만유인력은 서로 끌어당기는 인력으로만 작용하지만, 자기력과 전기력은 지하와 전하의 부호에 따라 인력 또는 척력으로 작용할 수 있습니다.

플레밍의 왼손법칙

• 도선에서 작용하는 전자기력

F = B I l sin ⁡ θ {\displaystyle F=BIl\sin \theta }

( .mw-parser-output .texhtml{font-family:"Nimbus Roman No9 L","Times New Roman",Times,serif;white-space:nowrap;line-height:1;font-size:118%} B: 자기장의 세기, I: 전류의 세기, l: 도선의 길이, θ: 자기장과 전류가 이루는 각)

• 점입자에서 작용하는 전자기력(로런츠 힘)

F = q v × B + q E {\displaystyle F=qv\times B+qE}

(q: 입자의 전하, v: 입자의 속도, B: 자기장의 세기, E: 전기장의 세기)

중력(重力,  gravity)

마지막으로 모든 물체들 사이에 작용하는 만유인력인 중력을 말합니다.

중력(重力,  gravity)은 질량을 가진 두 물체 사이에 작용하는 힘이다. 현재 알려진 자연계의 네 가지 힘 중 가장 약하며, 유일하게 인력만이 작용한다.

이 힘은 현재 알려진 4가지 종류의 근본적인 힘들가운데서 가장 약하기 때문에 일상생활에서 접하는 물질들의 구조를 결정하는데 아무런 역할도 하지 않으나  물체가 커질수록 강해집니다.

따라서 중력은 지상에서 물체의 운동이나 태양계 내 행성의 운동 등을 결정할 뿐 아니라 별, 은하, 우주 전체와 같은 거시적인 물체들의 구조를 결정하는데 중요한 역할을 합니다.

뉴턴의 중력 이론

아이작 뉴턴은 다음과 같은 중력 이론을 제시하였다. 질량을 가지는 두 물체 간의 거리가 r {\displaystyle r}

일 때, 두 물체 사이에 작용하는 중력의 세기는 다음과 같다. F = G m 1 m 2 r 2 {\displaystyle F=G{m_{1}m_{2} \over r^{2}}}

질량으로부터 거리만큼 떨어진 질량에 의한 인력으로 인하여 나타나는 가속도는 두 물체 사이에 작용하는 힘을 제곱미터로 나누어 주면 되고, 이때 m 1 {\displaystyle m_{1}}

을 지구의 질량 , r {\displaystyle r}

을 지구의 반경으로 바꾸면 가속도는 지구의 인력에 의한 중력이 된다.

여기서 G {\displaystyle G}

는 중력상수다. 아이작 뉴턴은 《프린키피아》에 이와 같은 중력 이론을 소개했다. 이는 천체의 물리학 운동과 지표면의 낙하 운동을 통합한, 통일 이론이다. 이는 케플러의 제3법칙을 설명할 수 있는 이론이다.

만유인력 에너지는 중력 위치 에너지의 확장형으로서 만유인력으로 인하여 가지는 에너지를 말하는데,

W = F s {\displaystyle W=Fs}

을 기초로 적분을 이용하여U = − G m 1 m 2 r {\displaystyle U=-G{m_{1}m_{2} \over r}}

로 표현할 수 있다.

이 때 붙는 (-) 기호는 두 가지 설명이 가능한데 하나는 무한원을 원점으로 삼아 내려오는 것이기 때문에 그렇다는 것(위의 만유인력 에너지 식에서 r에 무한대를 대입하면 값은 0이 된다.)과, 무한대에서 지표로 적분하였기 때문에 (-) 가 추가되었다는 것이다.

아인슈타인의 일반 상대론

현대 물리학에서의 중력은 아인슈타인의 일반 상대론으로 기술된다. 이는 관성 질량과 중력 질량이 같다는 관찰인 등가 원리에서 출발한다. 일반상대론에서는 중력을 시공의 곡률로 인한 현상으로 간주한다. 약한 중력장의 경우, 일반상대론은 뉴턴의 중력 이론으로 수렴한다. 한편 이경우 아인슈타인방정식에대한 슈바르츠실트 해가 카를 슈바르츠실트에의해 아인슈타인에게 서신으로 제안된바있다.

양자 중력

양자장론에서는 모든 힘을 어떤 매개하는 입자(보존)로 설명한다. 여기서, 중력은 스핀이 2인 입자인 중력자가 매개하게 된다. 중력자의 스핀이 짝수이기 때문에 중력은 인력만 존재하고, 척력은 존재하지 않는다. 또 중력자는 질량을 가지지 않아서, 중력은 그 영향 거리가 무한하다. 그러나 일반상대론을 양자화하여 얻어지는 이론은 재규격화할 수 없어서, 단지 효과적 장론(effective field theory)으로서의 가치를 가진다.

오늘날 중력을 양자론으로 설명하려는 여러 양자 중력 이론이 있는데, 고리 양자 중력(LQG)과 끈 이론이 그 대표적인 예이다.

중력과 천문학

뉴턴의 중력 법칙의 적용은 우리 태양계 내의 행성에 관한 더 세밀한 정보들을 습득하게 했다. 태양의 질량이나 퀘이사의 정보, 심지어 암흑물질의 존재 또한 뉴턴의 중력법칙을 통해 추론된 것이다. 비록 우리가 행성들이나 태양에 직접 탐사해보지는 않았지만 우리는 그 질량들을 안다. 이 질량들은 측정된 궤도의 특징에 뉴턴의 중력법칙을 적용함으로써 얻은 것이다. 우주에서 물체는 중력의 작용에 의해 자신의 궤도를 유지한다. 행성은 항성을 돌고, 항성은 은하계의 중심을 돌고, 은하는 성단의 질량중심을 돌고, 성단은 초은하단을 돈다. 다른 물체에 의해 한 물체에 작용하는 중력은 두 물체의 질량의 곱에 정비례하고, 둘 사이의 거리의 제곱에 반비례한다.

중력파

중력파는 질량을 가진 물체가 가속운동을 할때 생기는 중력의 변화가 시공간을 전파해 가는 시공간의 잔물결(spacetime ripple)을 말한다. 아인슈타인이 1916년 자신의 일반상대성이론으로부터 파동방정식을 유도하여 중력파의 존재를 예측하였다.[1] 일반상대성이론에서 중력파는 시공간의 곡률이 변화하는 상황에서 생긴다. (예 : 같은 궤도를 도는 물체) 태양계에 의한 중력파는 측정하기에 너무 작다. 하지만, 중력파는 PSR B1913+16같은 쌍성 펄사계의 시간이 지남에 따른 에너지 손실이 보여주다시피 간접적으로 관찰되고 있다. 중성자별의 합병이나 블랙홀의 형성이 측정가능한 양의 중력파를 만든다고 믿어지고 있다. 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO) 같은 중력파 관측소는 이 문제를 연구하기위해 설립되었다. 2016년 2월 12일 (LIGO에서)13억광년 떨어진 두 개의 블랙홀이 충돌하면서 발생한 중력파(태양 질량의 3배)가 관측 되었다.

중력의 속도

2012년 12월, 중국의 한 연구 팀은 보름달과 초승달이 뜨는 시기동안 중력의 속도가 빛의 속도와 같다는 것을 증명해주는 것처럼 보이는 지각 조석의 위상지연을 측정했다고 발표했다. 이것은 만약 태양이 갑자기 사라진다면, 지구는 8분 동안 궤도를 선회할 것이고 빛 또한 8분 동안 지구가 궤도를 움직인 거리만큼 이동한다. 이 팀의 발견은 2013년 3월에 Chinese Science Bulletin을 통해 알려졌다.