话说引力透镜

新华社北京2月17日电
美国科学家近日借助“微引力透镜”效应,首次发现了银河系外行星存在的迹象。这批行星数量约有2000颗,远在38亿光年之外,质量大于月球、小于木星。

天文望远镜可分为折射和反射望远镜,1609年,伽利略从荷兰听到望远镜的新技术,自行制造出折射望远镜。1668年,牛顿用凹面镜聚焦,设计出反射望远镜,解决透镜的色差问题。还有一种望远镜不用透镜和反射镜,也能搜寻宇宙天体,这个望远镜和爱因斯坦有关。

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。

人类发现的太阳系外行星已经数以千计,但都位于银河系内。其他星系离银河系至少几百万光年,以目前技术水平无法直接观测其中的行星。美国俄克拉何马大学研究人员提出,微引力透镜效应可作为寻找银河系外行星的一种手段。

爱因斯坦没有发明或制造望远镜,但根据广义相对论,我们利用时空的扭曲,可以达到望远镜的功能,观测几十亿光年远的天体。说穿了,爱因斯坦的望远镜是利用万有引力,观察非常遥远的星体,甚至可以“看到”没有电磁波的暗物质,堪称为引力望远镜。

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。

大质量天体的引力会使附近的光线弯曲,放大后方物体的影像,与玻璃凸透镜类似。与整个星系相比,一些更小天体产生的引力透镜效果很弱,因而称为微引力透镜。

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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。如果按光学透镜来类比的话,
你可以认为在包围点引力源的空间充满介质,
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.
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. 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。

研究人员在美国《天体物理学杂志通讯》上发表报告说,他们利用美国航天局的钱德拉X射线望远镜的观测数据,分析了类星体RXJ1131-1231发出的光。该天体是一个星系的核心区域,中央有一个超大质量黑洞,周围环绕着气体和尘埃云。

引力望远镜之所以能“看到”暗物质,是因为所使用的原理不同。以折射望远镜为例,远方的星光从物镜进入望远镜镜筒,星光经过不同的介质(主要是空气和玻璃透镜)有光线偏折的现象,最后将星光聚焦成像。引力望远镜则是因为星体的质量改变周遭空间的曲率,使得星光因而偏折扭曲,甚至重影。

那这种微引力透镜的观测能告诉我们什么呢?

分析发现,在靠近黑洞视界的区域,光线存在幅度微小但非常频繁的偏移,与恒星引力作用的特征不符,应该是一大批较小的天体导致的。研究人员说,观察到的光谱特征可以用约2000颗行星产生的微引力透镜效应来解释。这些行星不隶属于任何恒星,它们很久以前脱离了母星的引力束缚,成为星际流浪儿。

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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。
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该发现还需进一步确认。有专家提出,光谱中的这些微小偏移也可能来自类星体自身的活动或者其他小星系。

质量改变空间曲率的理论来自广义相对论,但理论的建立并不那么顺利。爱因斯坦在1907年发表广义相对论的第一篇论文,最终版本是在1915年11月定稿。在这期间,爱因斯坦发表过一些相关论文,也不断在更新的版本中证明之前的错误。1914年8月,德国天文学家欧文·弗罗因德利克带队到俄国克里米亚半岛观测当地的日食,希望看到太阳周围的扭曲空间改变背景星光路径,借以证明广义相对论。1911年,爱因斯坦根据旧版本预测背景星光的偏移量。其实早在1801年,德国物理学家约翰·索德纳根据牛顿万有引力定律就算出相同的偏移量(0.84秒弧,1秒弧等于角度1°的1/3600),如果欧文的日食观测顺利,会发现与爱因斯坦的预测不符。既是幸运,也是不幸,当欧文进入俄国的时候,第一次世界大战爆发,他被俄国士兵抓了起来,失去了机会。爱因斯坦在1915年11月15日得出的广义相对论终极版,算出来的星光偏移量是原先的2倍。1919年,英国物理学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿率领观测团队到西非普林塞小岛,得到了他自称“我一生最快乐时刻”的结果:星光偏移量与终结版广义相对论的预测相符。

下面再简略地说说更大尺度上的引力透镜现象和应用吧.

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