互动科普

人类遗址的最大望远镜不是坐落在地球的山顶上，而是隐藏在遥远的深空中。这些望远镜就是所谓的引力透镜；它们一度不过是吊人胃口的新奇玩艺，但现在却成了天文学最重要的工具之一。

在许多人看来，宇宙好像是一个摆放着许多哈哈镜的大厅，里面充满了种种离奇的天体和考验我们对物质世界理解能力的现象。但几乎没有人能够领悟这比喻竟是如此的贴切。天空中到处都有游乐室似的幻象：类星体有4个化身，通常呈现风车或蜂房形状的星系被压缩成细长的条形；恒星则像雾夜的街灯一样忽明忽暗。正如心理学家重视视错觉对于揭示大脑奥秘的重要作用一样，天文学家发现，天上的幻景有助于揭开一个本来难于看清的宇宙的真面目。

天体发出的光通常沿直线行进，穿趣广阔的空间而进入地球上的望远镜。但是，如果有第二个天体正好挡在路上，它的引力可能就会像一块玻璃透镜那样使光偏转。这样我们看到的将是该天体的一个假象，即畸变的、放大的或多重的像。对这种像的分析能够同时揭示有关背景天体和引力透镜本身的一些情况。

对引力透镜作用的研究仍然是一个相当年轻的领域；作为一门观测科学，现在它才刚刚度过了其起步阶段十多年前，天文学家只知道几个引力透镜的例子（见本刊1988年11期Edwin L．Turner所著“引力透镜”一文）。

而自那以来，他们发现并探索了引力透镜作用的一些全新表现形式，包括类星体与恒星的所谓微透镜作用，星系团中的小弧和弱透镜作用，以及2000年发现的由宇宙大尺度结构的极弱透镜作用所引起的复杂剪切现象。任何具有质量的东西都可以起着透镜的作用，它不需要发出自己的光。因此，引力透镜作用是天文学家们借以绘出宇宙中不可见暗物质分布情况的几种方法之一。借助这种透镜作用也可以探测类星体的内部结构，发现在星际空间到处游荡的黑洞以及找出其他恒星周围的具有地球质量的行星。

人们通常认为引力透镜现象是阿尔伯特·爱因斯坦提出来的，但事实上爱因斯坦并非遇见这一现象的第一人。早在1801年，柏林天文学家兼地理学家Johann George von Soldner就认为，太阳引力可能会使遥远恒星射来的光线偏转。根据牛顿的引力理论，位于太阳边缘附近的一颗恒星的位置相对于其半年后测定的位置将有0.84弧秒的便宜（此时太阳已移动到天空中其他地方去了）。

然而，根据广义相对论，光的偏转角度应是上述值的两倍。爱因斯坦写道：“这一偏转有一半是由太阳的牛顿引力场产生的，另一半则是由太阳引起的空间几何变形（曲率）所产生的。”1919年5月，在一次现在已扬名天下的日全食期间，英国天体物理学家Arthur S. Eddington和FrankW. Dyson测量了这一效应，发现它与相对论的估计吻合。（不过，事后来看，这次观测的精确度可能不足以令人信服地区分两种估计值。）

爱因斯坦在20世纪30年代再次考虑了引力产生的光线偏转问题，当时他预言一颗前景恒星有可能放大背景恒星的图像。但是他对人们能否观察到这样一种幻象表示怀疑。原籍瑞士的美国天体物理学家Fritz Zwicky和美国人Henry Norris Russull则持比较乐观的态度。Zwicky曾预测星系和星系团的透镜效应，而Russell则提出这种光线偏转可以用来直观而通俗地宣传相对论（参看《科学美国人》1937年2月号Henry Norris Russull所著“A Relativistic Eclipse”一文）。但是，天文学家们到1979年才真正发现了引力透镜效应的证据。以下是对那时以来所取得的进展的简要评述。

一、 透镜作用的原理

恒星、星系或黑洞可以使光线偏离壁纸轨道并收拢。

一个引力透镜系统包含四个要素：遥远的光源（恒星、星系或类星体）、起着透镜作用的居中天体（可以使从行星到黑洞的任何一种天体）、地球上的观测者，以及容纳前面三个要素的空间。透镜与观测者之间的连线称为光轴。

光线总是循两点之间的最短路径行进。但爱因斯坦证明两点间的最短连线可以是弯曲的，就好像地球表面两点间的最短路径是连接着两点的圆弧一样。当光线接近一个天体附近的弯曲空间时，它们将发生偏转。偏转的程度取决于光线据该天体有多近以及该天体的质量有多大。偏转角与天体的质量成正比，而与光线到天体的最近距离成反比。

引力透镜在许多方面与普通的玻璃透镜很相似。它们之间的主要区别之一是普通透镜有一个很明确的焦点，而引力透镜则产生焦线或焦面。通常透镜的凸形使得光线的偏转角与它到光轴的距离成正比。所有入射的平行光线会聚于透镜后面的一点（焦点）上，但典型的引力透镜的情况则是，光纤到光轴的距离越远，它的偏转就越小。由于这一原因，被引力所偏转的平行光线会聚于透镜后的不同位置上，具体位置取决于它们最初距光轴有多远。某些玻璃透镜也具有这种效应，酒杯的底部就是一个典型的例子。

引力透镜与普通玻璃透镜的另一点区别是，前者对所有波长的光都产生作用。换言之，引力透镜是消色差透镜。而玻璃透镜使光偏转的程度则与光的波长有关。天文学家已经在整个电磁波谱上测得了引力透镜效应，其中也包括X射线，而玻璃透镜是不能使X射线聚焦的。

如果透镜系统是完全对称的——也就是光源、透镜及观察者在一条直线上，且透镜是一个点或球——那么光线将会聚于光轴上的某处，且所形成的图像将是一个环（下图）。但如果透镜系统是非对称的，即三点没有完全在一条直线上或透镜的质量分布呈长扁形，那么光环将分裂成若干独立的、多样化的图像。光源的不同部分被透镜放大的程度也各不相同。光源中位于所谓“焦散曲线”上的各部分其放大程度最高。日常生活中焦散曲线的一个例子就是当阳光射在游泳池水面上时游泳池池底形成的那些花花绿绿的明亮线条。在这个例子中，水面上起伏的波浪起到了不规则透镜的作用。

如果透镜系统的三要素的分布远不能形成一条直线，或者透镜的质量非常分散，那么透镜效应就相当微弱。天体图像基本上没有畸变或放大之类的变化。虽然在这种情况下对单个天体不容易识别出透镜效应，但是对大量天体的观测结果进行统计分析，有可能揭示出这种效应的存在。

二、 类星体

尽管类星体异常巨大，但在大多数望远镜中它们也只呈现为一些点。引力透镜效应有助于窥视类星体的内部。

多重类星体

1979年，英国Jodre H. Bank天文台的Dennis Waish及其同事们发现了二重类星体Q0957+561，从而使引力透镜效应成为一门观测科学。

Q0957+561是天空中对相互紧挨着的类星体，它们几乎完全相同。至今天文学家们已掌握了64个二重、三重或多重类星体，这些孪生类星体相距只有几弧秒甚至更小。多重类星体较罕见，已观测到的类星体每500个中大约才有一个多重类星体。迄今为止确定多重类星体普遍程度的最全面的尝试是CLASS项目(Cosmic Lens All Sky Survey，宇宙透镜全天巡察)。该项目绘出了1万多个射电源的位置，发现了17个多重像系统。为了确认某一个多重像是幻象而非真正的一群类星体，观测者要依次考虑以下几个问题：这些类星体是否位于相同的距离上(距离可通过测量红移来确定)？它们的光谱是否相同或至少非常相似(每个类星体都有其独特的光谱，正如每个人有独特的指纹一样)？地球和类星体之间是否有星系(星系就是潜在的透镜)？最后，每个类星体亮度的起伏模式是否与其他类星体完全相同？

以上判断标准的第3条——即发现一个位于类星体与地球之间的星系——不是很严格，因为该星系可能非常暗淡，甚至完全不发光。例如它可能是一大团气体云，其中还没有形成恒星。它甚至可能不是星系，而是质量与星系相仿的黑洞。但在每一个经过透彻研究的多重类星体像系统中，天文学家都能找到一个基本正常的星系。这一结果意味着宇宙中不存在大量暗星系，也不存在孤立的超大质量黑洞。

爱因斯坦环

当一个透镜星系呈球形对称时，它可以使背景类星体或背景星系的光重新分布，形成一个完整的圆。这个圆环的直径与透镜质量的平方根成正比，从而为确定透镜星系的质量提供了一种极为巧妙的方法。现在已经知道十余个爱困斯坦环。

哈勃常数

类星体透镜效应的最大用途之一是用来测定哈勃常数，这个点子是德国汉堡大学的Sjur Refsdal在1964年提出来的。哈勃常数反映了宇宙的尺度及其当前的膨胀速率；测定哈勃常数值的其他大多数方法都依靠一连串依次递增的距离测量，而用引力透镜法则可以一举得出答案。

当一个二重类星体的某一图像的亮度发生变化时，另一个像的亮度通常也要改变，但不是同时改变。有两项因素导致亮度的改变出现滞后。第一项因素是透镜效应的不对称性迫使形成每个像的光线沿着略微不同的路径行进。第二项因素则是根据相对论，透镜的引力场将使光的视速度降低。根据透镜的形状与质量分布模型，天文学家可以推断出延迟的时间占光的整个行进时间的比例。然后，只要测量出时间延迟并用它除以这一比例(通常其值为百亿分之一左右)，天文学家就可计算出光从类星体到地球上观测者的整个行进时间，从而求得类星体的距离。因为根据红移可以确定退行速度，这样就可以计算出距离与速度之间的比例常数——即哈勃常数。

这种方法最初亮相时用在了二重类星体Q0957+561的观测上(见上页图)。其中一个类星体像(蓝)其亮度的变化比另一个类星体像(红)亮度的变化要晚417天，这表明该类星体距地球约为140亿光年。天文学家现在已经测量了7个多重类星体系统的时间延迟，由此推算出来的哈勃常数值偏低，但在误差范围内与其他方法推算出的哈勃常数值吻合。最大的不确定因素是透镜内复杂的质量分布。

宇宙常数

多重类星体也能够加深我们对另一个折腾人的宇宙参数，即宇宙常数的认识。宇宙常数——或其他某个类似的常数——的作用在于解释为何宇宙的膨胀似乎正在加速（参看本刊2001年5月号Jeremiah P．Osteiker与Paul J. Steinhardt所著“精质宇宙”一文）。宇宙膨胀的加速与透镜效应有关，因为膨胀使宇宙变得更大，从而增大了类星体因透镜效应而形成多重像的机会。宇宙膨胀得越快，其空间的体积就越大，而星系与遥远类星体成一直线的可能性也就越大(下图)。因此多重类星体的数目可以为宇宙常数值设定一个上界。

1998年，哈佛-史密森天体物理研究中心的Emilio E. Falco，Chris S．Kochanek与Jose A．Munoz断定，宇宙常数在宇宙能量密度中所占的份额不能超过62％。如果宇宙常数大于这一数值，那么观测者所看到的多重类星体应当比现在看到的多得多。这一分析倾向于宇宙常数值小于遥远超新星亮度观测之类宇宙测量所得出的宇宙常数值，但二者间的差异在统计上并不显著，而且近来更多的研究已略微放松了这一限制。

类星体的微透镜效应

透镜效应并不总是像上面的例子那样明显。例如，如果一颗恒星产生透镜效应，那么这一效应所形成的几个像将非常接近，以致连最好的望远镜也不可能将它们分辨开来。然而，这种所谓微透镜效应是可以测量出来的。由于恒星在运动，因此透镜的布局随时间而变，因而其放大率也随时间而变化。如果观测者发现某个类星体以某种方式变亮而后又变暗，那么他们就可以推断有一颗恒星从类星体前面经过并使类星体的像短时间放大。

问题在于类星体是不稳定的，它们自己往往也会忽而变亮忽而变暗。为了把微透镜效应产生的亮度变化同类星体自身的亮度变化区别开来，天文学家观测了多重类星体系统的情况。如果类星体的多个像中有一个其亮度发横变化，而其余的像却不变，那么就有可能是透镜星系内的一颗恒星刚好进入视线中，在整个星系已经产生的透镜效应之外短时间内又额外产生了变量作用。然而，类星体自身的亮度变化则会出现在它所有的像中。自1989年以来，天文学家已证实5个多重类星体系统中存在微透镜效应。

类星体的亮度平稳地增大直至达到一条焦散线，之后其亮度急剧下降。这一效应与类星体的大小有关：类星体越小，其亮度的变化就越急剧。依据这些规律，天文学家就可以测量类星体的大小并探测其内部结构。蓝光的亮度变化比红光急剧，因此，研究人员断定，类星体的最里面部分比外面更热也更蓝。天文学家使用各种滤光镜来观测类星体穿过焦散线的情况，可以重构出类星体的亮度结构。

三、 星系

星系的透镜效应揭示出暗物质的存在。

巨大明亮弧

如果透镜不是单个星系，而是整个星系团那么所成的像就可能是一个由高度畸形的弧与小弧组成的万花筒。第一批巨大的明亮弧是在1986年由美国国家光学天文观测台的Roger Lynds和斯坦福大学的Vahe Petrosian以及发过Midi-Pyrenees天文台的Genevieve Soucail及其同事分别发现的。迄今已认证了将近100个这样的弧星系团，其中最引人注目的是星团Abell 2218（如左图）。

凭借这些星像，天文学家可以重构出星团内的质量分布情况。其结果表明，星系团内的质量的其他方法所得结果相似。此外，与多重类星体一样，弧也可以提供一些宇宙参数（如宇宙常数）的估计值。1998年，德国加尔兴马克思·普朗克天体物理学研究所的Matthias Bartelmann及其同事们利用观测到的弧系统的数目测定了宇宙常数，得出的值低于科学家们用其他方法得到的宇宙常数值。这一矛盾现在尚未解决。

宇宙剪

在比星系团还要大的极大尺度上，物质集合体的分布通常过于广阔，过于平滑，难于形成有效的引力透镜。星系像的畸变一般都会淹没在星系形状的自然变化中。但是天文学家在分析成千上万的星系时，可以运用统计方法找出微小的系统畸变。2001年四个研究小组各自独立地发现了这种极其微弱的透镜效应。这四个小组的负责人分别是剑桥大学的David J. Bacon，夏威夷大学天文学研究所的Nick Kaiser，加拿大理论天体物理学研究所的Ludovic van Waerbeke以及新泽西州默雷希尔朗讯技术公司的David M, Wittman。广泛存在的星系剪切现象（Shearing）证实了这样一种看法：宇宙是一个有许多空洞穿插其间的巨大蛛网状物质结构。

四、 恒星

恒星的畸变太微弱，难于直接观测到，但可以表现为缓慢的变量与变暗。

恒星的微透镜效应

透镜效应是寻找潜藏在银河系最外层(即银晕)中的暗物质的有效方法。这些暗物质有一部分可能是奇异的基本粒子，但有些可能是望远镜因为种种原因而无法直接看到的宏观天体，包括到处游荡的行星、死亡恒星或黑洞等。这类天体总称为MACHO，即“大质量致密银晕天体”(massive compacthalo object)。

如果一个MACHO天体从某颗背景恒星的前面经过，MACHO天体将放大这颗恒星，产生第二个像(见下图)。观测者无法分辨出这两个像，但是他们会发现恒星短暂地变亮。此事件的持续时间与透镜质量的平方根成正比。这种微透镜效应与恒星亮度发生变化的其他过程不同，比较容易区别开来。在任何一个指定的时刻，恰好有一个MACHO天体从恒星前面经过的可能性仅为百万分之一，但如果观测者同时监测数以百万计的恒星，那么他们将不时观察到微透镜效应。

20世纪90年代初，一些科研小组开始运用这一方法。这几个科研小组监测的是大麦哲伦云(银河系附近的一个较小星系)中的恒星，在7年的时间里发现了20多个微透镜事件。这些事件的持续时间从几周到几个月不等，意味着MACHO天体的质量约为太阳质量的一半。然而事件的数目太少，表明MACHO天体充其量只占暗物质的很小一部分。用类似方法对其他星系进行的观测也表明，它们的暗物质不可能全由MACHO天体构成。

这些研究小组也观测了接近银河系中心的恒星，在这一区域发现了500起以上的微透镜事件，远远多于预期数目。在这种情况下，引力透镜不是MACHO天体，而极有可能是低质量的普通恒星。其中一小部分看来是双星，在穿过焦散线时，双星引起亮度急剧变化。观测这类穿越焦散线的过程可以揭示1亘星大气与表面的特性，这是迄今为止天文学家们借以分辩遥远恒星上如此细微的特征的唯一方法。上述微透镜事件中有几起可能是由恒星质量的黑洞引起的。

太阳系外行星

利用恒星的微透镜效应甚至可以探测出行星。一些科研小组就已经对寻找暗物质时发现的部分微透镜事件进行了仔细的考察，这些小组包括以荷兰格罗宁根大学的Penny D. Sackett为首的PLANET小组(Probing Lensing Anomalies Network，透镜效应异常事件探测网)，以圣母院大学的DavidPBennett为首的MPS小组(Microtensing Planet Search，微透镜效应行星搜寻)，以及以新西兰奥克兰大学的PhilipYock为首的MOA小组(Mierolensing Observationsin Astrophysics，天体物理学微透镜效应观测)。在两起事例中，观测者观察到尖峰信号，即可能由绕透镜恒星运行的行星造成的亮度的额外增强。通常该尖峰信号持续几个小时，使亮度增强几个百分点。

虽然这几起探测到行星的事例没有获得其他方面的独立证实，但它们依据的原理不存在什么问题。引力透镜效应迟早会揭示出一大批令人信服的潜在行星。寻找行星的其他大多数方法都是考察行星对其母恒星的影响，而这类影响与行星质量及大小有很大关系。但是，借助透镜效应，甚至一颗低质量行星也能产生一条使背景恒星被高度放大的焦散线(见上页图)。

2001年6月，以美国空间望远镜科学研究所的Kailash C．Sahu为首的一个科学家小组探测到银河系中部的一些恒星的亮度出现了变化他们初步判定这是球状星团MZZ内的一些自由漂荡的行星所产生的微透镜效应。如果这一判断得到证实，那将是一个激动人心的发现，对银河系内行星大小的天体的出现频度问题的研究有着深刻的影响。此前大多数天文学家均认为人们发现的行星只会是那些绕恒星运行的行星，而不是自由自在地游荡于深空的行星。科学家研究“幻觉”时往往最容易接近真理，这是又一个生动的例证。

【陈兴立／译 曾少立／校】