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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，通过分析这些小起伏，我们就可以定出这个地外行星系统的一些参数。目前探测地外行星的主要方法是视向速度法(恒星绕恒星行星的质心转动导致谱线有周期的多普勒变化)，这种方法对离恒星比较近而且质量比较大(比如类似木星)的行星的探测比较有效。而通过微引力透镜效应，我们却有可能发现小质量的行星，比如类似我们地球的行星。不过用微引力透镜探测行星系统现在还没任何结果。 ：) 下面再简略地说说更大尺度上(大到宇宙学尺度)的引力透镜现象和应用吧. 引力透镜可以增亮背景天体, 这一点对我们探测非常遥远的天体和事件非常有利,包括高红移的星系啊, 类星体啊, 伽玛射线爆什么的. 它们发出的光线在穿越时空到达我们之前的漫漫长旅中, 可能会在中间遇到星系或星系团, 星系或星系团做为透镜使得背景天体成了像. 在这种情况下像可以有多个, 有些像是增亮了, 为我们研究背景天体和上百亿年前的宇宙提供了机会. 属于不同像的光线偏折程度不尽相同, 所以它们实际走过的距离是不一样的, 所以如果背景天体由于某种原因发生光变, 几个像之间的光变就有早有晚, 通过分析这些像和时间延迟, 我们还能得到对宇宙学的一些参数(比如哈勃常数)的限制. 背景天体可以被增亮, 从另一方面说, 背景天体也可以起个手电筒的作用把中间天体给"照亮". 大家可能有概念, 星系和星系团的质量大部分是暗物质提供的, 暗物质虽然不发光, 但它的引力作用和我们常见的物质是一样的, 所以通过分析引力透镜(尤其是引力透镜弧)我们就能探知所有物质的质量分布, 并非常准确地测量星系团等的质量(在这方面, 北台的武向平研究员是行家, 我也就是一知半解). 这种测质量的方法的优越性是不言而喻的: 不必做太多假设就能把所有物质的质量全包括进来. 前面提到的都算比较强的引力透镜现象了, 实际上还有一种叫弱引力透镜现象. 弱的意思就是表现不出前面说的好几个像, 背景天体也基本上没被增亮多少, 就象是在没引力场的情况下加了一点扰动. 但是背景天体的形状被稍稍拉长了一点点(专业术语叫切变), 比如一个原本投影是圆的星系被稍微拉扁了一点儿. 由于这种效应实在是太小了, 而且星系本身也有圆有扁, 所以我们要从大量的数据中做统计分析.这种分析能告诉我们星系里物质(包括暗物质)是怎么分布的, 宇宙中物质分布起伏如何等等, 还能对一些宇宙学参数给出限制. 这对于我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成很有用. (责任编辑：admin) |