浅说引力透镜

浅说引力透镜

引力透镜是什么东东？用一句话说就是光线在引力场中发生偏折，就象光线从
空气进入玻璃一样，玻璃能用来做透镜使物体成像，引力场也一样。太简单了，反
而不明了了，是不是？那就稍微再多说几句吧。

    说到光线在引力场中的偏折，你可能马上会想到那个对爱因斯坦广义相对论的
著名检验：英国的天文大牛爱丁顿( 就是那个当记者提及世界上只有两个半人懂广
义相对论时在想谁是那半个人的人，钱德拉塞卡的老师 )在1919年日全食时观测太
阳引力场引起的光线偏折导致背景恒星的视位置发生轻微变化(最大只有1.8角秒，
也就是1度的两千分之一)。其实在牛顿力学的框架下也能导出光线在引力作用下的
偏折，只不过结果呢正好是广义相对论结果的一半。

    又太罗唆了？好，言归正传。为了方便，我先拿点源作个例子。一个点源比如
恒星做为待成像天体，你是观测者。在你和恒星之间有个做为透镜的天体(可能也
是恒星)。如果按光学透镜来类比的话, 你可以认为在包围点引力源(透镜天体)的空
间充满介质, 介质的折射率随离引力源的距离改变: 越近越大, 越远越小, 在无穷
远处趋向于1(真空的折射率). 所以这么说来这个引力透镜就类似一个折射率随到中
心的距离变化的巨大无比的玻璃球了.  从恒星发出的光经过“透镜”被偏折，只有
那些恰好被偏折到冲着你的方向的光线才能被观测到，那就是一个像了。和我们通
常用的玻璃透镜不同的是，在作透镜的天体是点源的情况下，你一般能观测到两个
像, 分别处在透镜天体的两侧, 不过一个靠近透镜天体一点, 一个远一点, 这两个
像在切向被拉长了.  更有意思的是，如果被成像的恒星，作为透镜的天体，还有
你，恰好处在同一条直线上的话，这两个像就合在了一起变成了个圈圈，这个圈圈
被称为爱因斯坦环。你要是给PPMM成个这样的引力透镜像，那你看到的就是乾坤大
挪移了，比哈哈镜还哈哈。:)  通过引力透镜成的这两个像还有一个特点，就是它
们合起来要比没有透镜情况下的天体要亮，具体亮几倍，取决于你和透镜及待成像
天体的相对位置，三者越接近共线像就越亮。如果作为透镜的天体不是点源，而是
有一定的质量分布，比如是个双星系统或者星系、星系团什么的，那情况就稍复杂
点了，你可能会观测到多个像。在星系或星系团情况下，你还可以观测到引力透镜
弧。

说到这儿, 你已经了解了引力透镜的基本知识. 下面谈谈在天文中的实际应用
吧. 先说说微引力透镜. 当透镜天体是个恒星量级的东东(包括正常恒星, 白矮星,
中子星, 恒星级黑洞什么的),  在合理的距离尺度上, 前面提到的两个像一般是分
辨不出来的, 为什么呢? 因为它们之间的角距离只有千分之一角秒的量级(哈勃望
远镜在光学波段的极限分辨率也才百分之五角秒左右). 所以呢, 这两个像在你看来
就是一个点(一颗星). 那怎么办? 别忘了, 前面说过, 这两个像合起来的亮度比没
有透镜天体时要高. 你可能又说:"那又怎么样, 我怎么知道原来有多亮, 你还是没
理由说你看到的就是引力透镜现象呀!" 你是对的, 要是你和透镜及待成像天体的相
对位置固定不变, 确实没办法说. 但是生命在于运动, 天体也不例外, 比如在银河系
里, 恒星的运动速度大概在200km/s这个量级上, 这样一来, 你和透镜以及成像天体
的相对位置就在不断地发生变化. 前面还提到过, 两个像增亮的程度是和这个相对位
置有关系的, 你耐心地观测几天几周甚至几个月, 你就会发现那颗星变亮又变暗, 微
引力透镜导致的光变曲线有其特有的形状, 而且在各个波段上观测都一样, 所以很容
易和其他的光变现象(比如变星)区分开来. 然而，天体和观测者接近共线的几率非常
非常小，所以想观测到微引力透镜事件还不是很容易。可是天文学家很有耐心，就是
要守株待兔，不过呢，要选择兔子多的地方等待--几率小没关系，我们可以同时去观
测成千万上亿的星。现在世界上有好几个小组，它们把望远镜分别对准银河系的两个
卫星星系--大麦哲伦星云和小麦哲伦星云，还有我们的近邻姐妹--仙女座星系，以及
银河系的核球区域。这些望远镜每天就对着这些区域拍呀拍，生命不息，拍照不止。
这些区域的共同特点就是有众多的恒星，要是凑巧在其中一颗恒星和我们之间有一个
天体闲逛过来不知不觉充当了透镜的角色，那么那颗星就由暗变亮又变暗，望远镜全
把这些给记录下来了。其实，望远镜的观测数据每天都很快处理出来，和以前的对比，
一旦发现有光变的苗头，马上会提高观测频率，还会通知兄弟望远镜协助观测以期将
一个引力透镜事件尽可能完整地记录下来。到目前为止，大概发现了几百个微引力透
镜事件，其中有三十来个是双星系统充当的透镜。


    那这种微引力透镜的观测能告诉我们什么呢？

    引力透镜实际上起到了一个放大背景天体的作用，所以呢，我们就能更好地研究
背景天体的性质。但这不是最重要的。最重要的是，这种观测能非常有效地探测我们
看不到的天体。通过研究银河系的动力学和恒星的计数，人们知道有大部份质量是看
不见的。这些不可见物质可能是低质量恒星，致密天体，原初黑洞，或一些怪异的暗
物质组成的东西。如果在银河系晕里有这些东西(得了个名字叫MACHO，Massive
Astrophysical Compact Halo Object)，那它们就有可能充当透镜使前面说的大麦哲
伦云和小麦哲伦云里的恒星亮度发生变化。从而通过微引力透镜事件的观测，我们能
捕捉到这些不可见天体的蛛丝马迹，诸如得到它们的质量分布和数量。但到目前为止，
这些天体的身份还没有一个确定的说法。微引力透镜的用途还很多，其中一个潜在的
用途是探测太阳系外的行星系统。如果一个有行星的恒星充当了透镜天体，对背景的
一颗恒星成像，那么由于行星的存在，背景恒星的光变曲线会有一些小的起伏，通过

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