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nickler

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[交流] （转载）浅说引力透镜（已搜索，无重复）

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。

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