话说引力透镜

什么是引力透镜？换句话说，光在引力场中偏转，就像光从空气中进入玻璃一样。玻璃可以用作透镜来成像物体，重力场也可以。太简单了，但是不清楚，是吗？让我们多说几句。当谈到光在引力场中的偏转时，你可能会立即想到爱因斯坦广义相对论的著名试验:英国天文学家丹尼尔·爱丁顿(当记者提到只有两个半人知道广义相对论时，他想到了世界上的两个半人，钱德拉塞卡的老师)在1919年日全食期间观察到了太阳引力场引起的光偏转， 导致背景恒星的表观位置发生轻微变化(最大值仅为1.8角秒，即1/2度)。 事实上，光在重力作用下的偏转也可以在牛顿力学的框架下推导出来，但结果正好是广义相对论的一半。

又太麻烦了？好吧，让我们回到正题。为了方便起见，让我首先以一些资料为例。像恒星这样的点源被用作成像对象，而你是观察者。在你和恒星之间有一个天体(也可能是一颗恒星)充当透镜。根据光学透镜的类比，你可以认为点引力源(透镜天体)周围的空间充满了介质，并且介质的折射率随着离引力源的距离而变化:介质越近，介质越远，介质越小，并且在无穷远处趋向于1(真空的折射率)。所以这个重力透镜就像一个巨大的玻璃球，它的折射率随着离中心的距离而变化。恒星发出的光通过“透镜”偏转，只有那些刚刚向你偏转的光线才能被观察到，这就是图像。与我们通常使用的玻璃透镜不同，当作为透镜的物体是点光源时，通常可以观察到两个图像，一个在透镜物体的每一侧，但是一个离透镜物体更近，一个离透镜物体更远，并且这两个图像相切地拉长。更有趣的是，如果被成像的恒星，物体是透镜，你在同一条直线上，这两个图像组合成一个圆，叫做爱因斯坦圆。如果你给PPMM这样一个引力透镜图像，那么你所看到的是，甘坤已经大大地移动了，甚至超过了一面哈哈的镜子。:)由引力透镜形成的两个图像有另一个特征，即它们比没有透镜的天体亮，后者比前者亮几倍，这取决于你与透镜和要成像的天体的相对位置。这三个图像离共线图像越近，它们就越亮。如果作为透镜的物体不是点光源，而是有一定质量分布的，如双星系统或星系或星系团，那么情况会稍微复杂一些，你可能会观察到多张图像。在星系或星系团的情况下，你也可以观察到引力透镜弧。说到这里，你已经知道了引力透镜的基本知识。让我们谈谈它在天文学中的实际应用。首先，让我们谈谈重力微透镜。当透镜物体是一颗星等东方的恒星(包括普通恒星、白矮星、中子星、恒星黑洞等)时。)，在一个合理的距离尺度上，上面提到的两幅图像通常是不可区分的。为什么？因为它们之间的角距离只有千分之一角秒的数量级(哈勃望远镜在光学波段的极限分辨率只有十分之五秒)。所以，这两张图片对你来说只是一个点(一颗星)。我该怎么办？不要忘记，如前所述，这两幅图像的总亮度比没有透镜的天体高。你可以再说一遍:“那又怎样，我怎么知道有多亮，而你仍然没有理由说你看到的是引力透镜现象！”你是对的，如果你与镜头和被成像物体的相对位置是固定的，那就没办法说了。但是生命在于运动，天体也不例外。例如，在银河系中，恒星的运动速度约为200公里/秒，因此，你与透镜和被成像物体的相对位置不断变化。如前所述，两个图像的亮度与这个相对位置相关。如果你耐心观察几天、几周甚至几个月，你会发现星星变得越来越亮越来越暗。重力微透镜产生的光曲线有其独特的形状，可以在所有波段观察到，因此很容易将其与其他光变化现象(如变星)区分开来。然而，天体和观测者接近共线性的概率非常非常小，因此观测重力微透镜事件并不容易。然而，天文学家非常有耐心。他们只需要等兔子。然而，他们必须选择有许多兔子等待的地方——概率小不重要。我们可以同时观察数亿颗恒星。目前，世界上有几个团体把望远镜对准了两个卫星星系——银河系的大麦哲伦云和小麦哲伦云，我们的邻居姐妹星系——仙女座星系，以及银河系的核球区域。这些双筒望远镜每天都在这些区域拍摄。生活在继续。这些地区的共同特点是有许多星星。如果一个天体碰巧在一颗恒星和我们之间游走，并无意识地充当了一个透镜，那么这颗恒星就会从黑暗变成明亮和黑暗。望远镜记录了所有这些。事实上，望远镜的观测数据每天都被快速处理。与以往相比，一旦有任何光线变化的迹象，观测频率将立即增加，并通知兄弟望远镜协助观测，以尽可能完整地记录重力透镜事件。到目前为止，已经发现了大约几百个引力微透镜事件，其中大约30个是双星系统的透镜。

这个重力微透镜观测能告诉我们什么？

引力透镜实际上在放大背景物体方面起作用，所以我们可以更好地研究背景物体的性质。但这不是最重要的。最重要的是，这种观测可以探测到我们看不到的天体。通过研究银河系的动力学和恒星的计数，人们知道大部分质量是看不见的。这些看不见的物质可能由低质量恒星、致密天体、初级黑洞或一些奇怪的暗物质组成。如果在银河系的光晕中有这些东西(被命名为MACHO，大质量天体物理致密光晕物体)，那么它们可以作为透镜来改变前面提到的大麦哲伦云和小麦哲伦云中恒星的亮度。因此，通过观察引力微透镜事件，我们可以捕捉到这些看不见的天体的线索，如它们的质量分布和数量。但到目前为止，还没有关于这些天体身份的明确声明。重力微透镜有许多用途。一个潜在的用途是探测太阳系以外的行星系统。如果一颗有行星的恒星充当透镜天体并在背景中成像一颗恒星，由于行星的存在，背景恒星的光变曲线会有一些小的波动。通过分析这些微小的波动，我们可以确定这个系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速度法(恒星围绕恒星行星质心的旋转导致谱线的周期性多普勒变化)。这种方法对于探测相对靠近恒星且质量相对较大的行星(如类木星行星)更为有效。然而，通过引力微透镜效应，有可能找到小质量的行星，比如类似于我们地球的行星。然而，利用重力微透镜探测行星系统还没有产生任何结果。:)

接下来，让我们简单地谈谈大尺度(宇宙尺度)的引力透镜现象及其应用。

引力透镜可以照亮背景物体，这对我们探测非常遥远的物体和事件非常有益，包括高红移星系、类星体、伽马射线爆发等。在穿越时间和空间到达我们之前，它们发出的光可能会在长途旅行中遇到星系或星系团。星系或星系团作为透镜将背景物体成像。在这种情况下，可能会有多个图像，其中一些会变亮。它为我们研究数十亿年前的背景天体和宇宙提供了一个机会。属于不同图像的光的偏转程度是不同的，因此它们行进的实际距离是不同的。因此，如果背景天体由于某种原因发生光的变化，几幅图像之间的光的变化迟早会发生。通过分析这些图像和时间延迟，我们还可以获得对宇宙学参数的一些限制(如哈勃常数)。

背景物体可以变亮。另一方面，背景物体也可以作为手电筒来“照亮”中间物体。你可能有一个概念，星系和星系团的质量主要是由暗物质提供的。虽然暗物质不发光，但它的引力效应与普通物质相同，所以我们可以通过分析引力透镜(尤其是引力透镜弧)来确定所有物质的质量分布。测量星系团的质量等等。非常准确地说(在这方面，北台的吴湘平研究员是一位专家，我对此所知甚少)。这种测量质量的方法的优势是不言而喻的:所有物质的质量都可以包含在内，而不需要做太多的假设。

上述现象都是相对较强的引力透镜现象，但实际上还有一种现象叫做弱引力透镜。弱意味着它不能显示上面提到的几个图像，背景天体基本上不亮，就像在没有引力场的情况下增加一点扰动。然而，背景天体的形状稍有拉长(技术术语是剪切)。例如，最初投影为圆形的星系稍微变平了。因为影响太小，而且星系本身有圆形和扁圆形，我们需要从大量数据中进行统计分析。这种分析可以告诉我们物质(包括暗物质)在银河系中是如何分布的，宇宙中的物质分布是如何波动的，等等。它还可以限制一些宇宙学参数。这对我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成是非常有用的。