愛因斯坦透鏡和愛因斯坦環(huán)

在探測宇宙方面的另一個強大的工具是使用引力透鏡和“愛因斯坦環(huán)”,。

早在1801年，柏林天文學家約翰·喬治·馮·索爾德納（Johan Georg von Soldner)就已經(jīng)能夠計算出,，太陽的引力可能使恒星的光發(fā)生偏轉(zhuǎn),。（盡管由于 索爾德納嚴格采用了牛頓學說,，他少了一個關(guān)鍵的因數(shù)2。愛因斯坦寫道：“這 種偏轉(zhuǎn)一半是由于太陽的牛頓引力場造成的,，另一半是由太陽對空間的幾何修正〔‘曲率’〕造成的,。”）

1912年,，就在他完成廣義相對論之前，愛因斯坦還考慮過是否可以把這種 偏轉(zhuǎn)當做一個“透鏡”,，就像你的眼鏡在光線到達你的眼睛之前使它發(fā)生偏轉(zhuǎn)一 樣,。1936年，一位捷克工程師魯?shù)稀ぢ聽枺≧udi ManrU)寫信給愛因斯坦,，問他 引力透鏡是否可以把來自附近恒星的光放大,。回答是可以,，但是由于他們的技術(shù)所限,，還不能探測到。

愛因斯坦還特別意識到,，你可能會看到光學錯覺,，例如同一個客體的雙影， 或還有一個因畸變而形成的光環(huán),。例如,，當從非常遙遠的星系發(fā)出的光經(jīng)過我 們的太陽時，光束會先從太陽的左右經(jīng)過,，再合攏來達到我們的眼睛,。當我們盯 住遙遠星系看的時候，我們看到的會像一個環(huán),，這是由廣義相對論造成的光學錯 覺,。愛因斯坦的結(jié)論是：“直接觀察到這一現(xiàn)象的希望不大?！笔聦嵣?，他寫道: 這項工作“沒什么價值，只是能讓可憐人（曼德爾）有點成就感”,。

40多年以后，在1979年,，英格蘭約代爾邦克（Jordel Bank)天文臺的丹尼斯· 沃爾士（Dennis Walsh)首次發(fā)現(xiàn)了透鏡作用的局部證據(jù),，他是雙類星體Q 0957 + 561的發(fā)現(xiàn)者,。1988年,，從射電源MG 1131 +0456觀測到第一個愛因斯坦環(huán),。 1997年，哈勃空間望遠鏡和英國的MERLIN射電天文望遠鏡陣通過對遙遠星系 1938 +666進行分析,，捕捉到了第一個完整圓形的愛因斯坦環(huán),，再一次證實了愛 因斯坦的理論。（這個環(huán)非常小,，只有1弧秒〔1"?〈1/3 600>°〕,，或大致相當于 從兩英里〔3. 22千米〕以外看一硬幣的大小。）目睹了這一歷史性事件的天 文學家們這樣描述他們的興奮心情：“第一眼看去,，它像是人為造成的,，我們還 以為它是圖像的某種缺陷，但后來我們意識到,，我們看到的正是一個完善的愛 因斯坦環(huán)!”曼徹斯特大學的伊恩·布朗（Ian Brown)博士說,。

今天,，愛因斯坦環(huán)已成為天體物理學家手中一件必不可缺的武器,。在外太 空中已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了約64個雙類星體、三類星體以及多類星體（愛因斯坦透鏡作用 造成的幻象）,，或者說,，每500顆觀察到的類星體中就有一顆。

甚至不可見形式的物質(zhì),，如暗物質(zhì)，也可以通過分析它們所造成的光波畸變 而“看到”,。用這種方法,，人們可以湊成一些顯示宇宙中暗物質(zhì)分布情況的“地 圖”。由于愛因斯坦透鏡作用會歪曲星系團,，造成大的弧形（而不是環(huán)形）,，這就 有可能對這些星系團中暗物質(zhì)的分布情況進行估計。1

986年,，國家光學天文臺 (National Optical Astronomy Observatory)、斯坦福大學以及法國南比利牛斯天文 臺（Midi-Pyrenees Observatory)發(fā)現(xiàn)了首批巨大的星系?。╣alactic arcs),。從那以 后，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了大約100個星系弧,，

其中最令人驚嘆的是在Abell 2218星系團中。

愛因斯坦透鏡還可以被當做一種獨立的方法,，對宇宙中MACHOs(重的緊湊 的光環(huán)物體,，包括死恒星、黃矮星和塵埃云）的數(shù)量進行測量,。1986年,，普林斯 頓大學的波丹*帕欽斯基（Bohdan Paczynski)意識到，如果MACHOs在恒星面前 經(jīng)過的話,，它會放大它的亮度,，造成第二個圖像。

20世紀90年代初期,，幾支科學家隊伍（如法國的ER0S,美國-澳大利亞的 MACH0,，以及波蘭-美國的OGLE)把這一方法應(yīng)用到銀河系的中心，并發(fā)現(xiàn)了 500多個微透鏡現(xiàn)象（比預料的要多,，因為其中有些物質(zhì)是由低質(zhì)量恒星構(gòu)成 的,，而不是真正的MACHOs)。這種方法還可以用來尋找圍繞其他恒星轉(zhuǎn)的太陽 系以外的行星,。由于行星可以對其母恒星的光產(chǎn)生微弱但觀察得到的引力作 用,，所以原則上愛因斯坦透鏡作用是可以探測到它們的。用這一方法已經(jīng)找到 幾個太陽系以外的行星候選對象,，其中有些位于靠近銀河系中心的地方,。

利用愛因斯坦透鏡甚至可以測量到哈勃常數(shù)和宇宙常數(shù)。哈勃常數(shù)可以通 過做一項微妙的觀察測得,。類星體會隨著時間而忽明忽暗,；由于雙類星體是同 一個對象的兩個影像，我們可以預料它會以同樣的速率擺動,。實際上,，這些雙類 星體擺動的步調(diào)并不十分統(tǒng)一。利用對物質(zhì)分布的已有了解,，天文學家可以計 算時間延遲與光線達到地球的全部時間之比,。通過測出雙類星體亮起來的時間 延遲，就可以進而計算出它離開地球的距離,。知道了它的紅移,，就可以計算出哈 勃常數(shù)。（這個方法被應(yīng)用到了類星體Q 0957 +561,，發(fā)現(xiàn)它離地球大約有140 億光年,。A那以后，又對另外7顆類星體進行了分析,，用以計算哈勃常數(shù),。在誤 差范圍之內(nèi),，這些計算都與已知結(jié)果相符。有意思的是,，這種方法完全不依賴于 恒星的亮度,，像造父變星和I a型超新星，從而成為對結(jié)果進行單獨核對的 方法,。）

宇宙常數(shù)可能掌捤著通往我們這一宇宙未來的鑰匙,，它也可以用這種方法 測得,。計算方法有些粗糙，但也還是與其他一些方法相吻合的,。由于宇宙的總 體積在10億年前要小些,，在過去找到能夠形成愛因斯坦透鏡的類星體的可能性 也更大些。因此,，測定宇宙演進過程中各個不同時期雙類星體的數(shù)量,就可以大 體計算出宇宙的總體積,，由此而得出在推進宇宙擴張方面起作用的宇宙常數(shù)。 1998年,，哈佛史密斯索尼亞天文中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)的天文學家對宇宙常數(shù)做了第一次粗略估算,并得出結(jié)論,，它可能 構(gòu)成了不超過宇宙全部物質(zhì)/能量含量的62%。（實際的WMAP結(jié)果為73%,。）