作者：王錚

中國科學(xué)院國家空間科學(xué)中心

空間天氣學(xué)國家重點實驗室

“引力透鏡”，是光在引力作用下彎曲從而匯聚成像的效應(yīng),，在現(xiàn)代天文學(xué)觀測中應(yīng)用非常廣泛,。這一原理的逐步認識、發(fā)展和應(yīng)用,，經(jīng)歷了一個漫長而有趣的過程,。

圖中的弧線是引力透鏡效應(yīng)下的現(xiàn)象

1638年，法國數(shù)學(xué)家皮埃爾·伽森荻（Pierre Gassendi）提出物體是由大量堅硬粒子組成的,。后來,，他關(guān)于微粒的思想越發(fā)深化，在1660年出版的他所著的書中談到,，他認為光也是由大量堅硬粒子組成的,。

1670年到1672年，還不到30歲的艾薩克·牛頓（Isaac Newton）負責(zé)講授光學(xué),，并對光做了很多研究,，例如用三棱鏡發(fā)現(xiàn)白光的彩色光譜。在1675年的著作《解釋光屬性的假說》（Hypothesis Explaining the Properties ofLight）中,，牛頓提出光是從光源發(fā)出的一種物質(zhì)微粒,，就像由一顆顆像小彈丸一樣的機械微粒所組成的粒子流，一旦這些光粒子進入人的眼睛,，沖擊視網(wǎng)膜,，就引起了視覺,，這就是光的微粒說；光在均勻媒質(zhì)中以一定的速度直線傳播,；他假定了以太的存在,，認為粒子間力的傳遞是透過以太進行的。后來牛頓回歸力學(xué),，發(fā)表了牛頓三定律和萬有引力定律的重大成果,。1704年，牛頓著成《光學(xué)》（Opticks）,，系統(tǒng)闡述他在光學(xué)方面的研究成果,，其中他詳述了光的粒子理論，并提出大質(zhì)量物體可能會像彎曲其他有質(zhì)量粒子的軌跡一樣,，使光線發(fā)生彎曲,。

光的微粒說（左）和波動說（右）

1783年，光的微粒說正是時髦的時代,，約翰·米歇爾（John Michell）認為萬有引力會像吸引普通物質(zhì)一樣影響光,，他在論證星球逃逸速度的時候，也提出了星球質(zhì)量足夠大時光無法逃出,，這也是“黑洞”理念的雛形,。后來法國天體力學(xué)家拉普拉斯（Pierre Laplace）也推導(dǎo)了類似的結(jié)論。

受這些想法啟發(fā),，1803年,，德國慕尼黑天文臺的索德納（Johann von Soldner，1766-1833）根據(jù)牛頓力學(xué),，把光微粒當(dāng)做有質(zhì)量的粒子,，預(yù)言了光線經(jīng)過太陽邊緣時會發(fā)生0.875角秒的偏折（角秒是角度的單位，是“度”的3600分之一）,。光的粒子可以類比成彗星,，從太陽邊緣飛過時受太陽吸引輕微改變方向，根據(jù)太陽質(zhì)量,、半徑和光速等等,，就能估計光線所轉(zhuǎn)過的角度。

我們現(xiàn)在回看這些理論,，可以得到一個結(jié)論,，那就是天體的引力可以促使遙遠星球的光偏轉(zhuǎn)，從而能使我們看到被擋住的天體,，并且反映提供引力,、充當(dāng)“透鏡”的天體的質(zhì)量特征。但這種想法直到100多年后才被發(fā)現(xiàn)其價值,，原因我們接下來繼續(xù)講,。

索德納結(jié)算的公式

示意圖

索德納的工作在德國的天文學(xué)期刊發(fā)表,，但被很快的遺忘，主要原因有兩點：1,、以當(dāng)時天文測量儀器的能力無法檢測出0.875角秒這么小的角度,；2、18世紀和19世紀,，隨著光衍射等現(xiàn)象的相繼發(fā)現(xiàn),，光微粒說已經(jīng)不流行，學(xué)術(shù)界逐漸開始廣泛認同光的波動學(xué)說,，而在波動學(xué)說里光是不會因為引力場偏轉(zhuǎn)的,。

時間來到1907年，愛因斯坦（Albert.Einstein）從引力場的等效原理（重力場與以適當(dāng)加速度運動的參考系是等價的）角度思考引力場中光線會偏轉(zhuǎn),。1911年他提出廣義相對論，而利用等效原理簡單推算預(yù)言了光線經(jīng)過太陽邊緣時會發(fā)生0.875角秒的偏折,，這一推算仍然有很大的經(jīng)典力學(xué)痕跡,，結(jié)果0.875角秒也與之前牛頓力學(xué)基本一致。

引力場的等效原理示意圖,，加速下落的電梯中從左向右的光線：

（a）坐在電梯里看光線直線傳播

（b）在電梯之外看光線是彎曲的

愛因斯坦指出日食期間,，被太陽擋住的遠方的星星能被觀測到，可以檢驗光線彎曲的效應(yīng),。但在當(dāng)時,，0.875角秒的偏差依然沒法用儀器檢驗出來，愛因斯坦的提案被暫時擱置,，而這竟然變成了一種幸運,。

1912年，回到蘇黎世的愛因斯坦開始更深入的推演和思考自己理論中出現(xiàn)的空間的彎曲,。1915年,，愛因斯坦完善了廣義相對論。他意識到太陽附近的時空因為其巨大的質(zhì)量而彎曲,，經(jīng)過太陽邊緣的光線應(yīng)該沿著時空最短距離的線前進,，要比簡單用引力場的等效原理算出來的偏轉(zhuǎn)更大。他推算的新的偏轉(zhuǎn)是約1.74角秒,，比原先的結(jié)果——特別是比牛頓力學(xué)的結(jié)果——大一倍,。這個結(jié)果雖然仍然很小，但以當(dāng)時的探測精度已經(jīng)變得“可以測量”,。

空間彎曲與光線彎曲

第一次世界大戰(zhàn)之后,，英國物理學(xué)家愛丁頓（Arthur Eddington）說動了英國政府資助在1919年5月29日發(fā)生日全食時進行檢驗光線彎曲的觀測。英國人組織了兩個觀測遠征隊,，一隊到巴西北部的索布拉爾（Sobral）,；另一隊到非洲幾內(nèi)亞海灣的普林西比島（Principe）,，愛丁頓自己參加了這一隊。1919年11月兩支觀測隊的結(jié)果被歸算出來：索布拉爾觀測隊的結(jié)果是1.98″±0.12″,；普林西比隊的結(jié)果是1.61″±0.30″,。據(jù)此，英國人宣布光線按照愛因斯坦所預(yù)言的方式發(fā)生偏折,。這也成為歷史上愛因斯坦廣義相對論的重大驗證試驗,。

不過，觀測結(jié)果后來受到越來越多的質(zhì)疑,，測量的誤差實際上非常大,，很大程度上愛丁頓等人是有意往愛因斯坦的結(jié)果靠攏。不過,，時至今日,，越來越多更加精密的觀測證實，廣義相對論的預(yù)言比牛頓力學(xué)的預(yù)言更符合觀測,。

愛丁頓等人在日食期間測量光線彎曲

那么,，從牛頓力學(xué)到廣義相對論，人們終于以更加符合自然現(xiàn)象的觀點,，認識了光線會在引力場中彎曲的事實,。在魯?shù)稀ぞS爾特·曼德爾（Rudi Welt Mandl）的堅持下，愛因斯坦于1936年12月4日在《科學(xué)》（Science）雜志上發(fā)表了一篇簡短的文章,，題為《恒星引力場偏折光線的類透鏡行為》（Lens-Like Action of a Star by the Deviationof Light in the Gravitational Field）,，這也是為什么現(xiàn)在我們管這種現(xiàn)象叫“引力透鏡”。

不過,，經(jīng)歷了彎折光線角度的爭論與檢驗,，愛因斯坦本人深知這種小的角度很難測量，因此他自己對“引力透鏡”并不很重視——他甚至在給編輯的信里說自己的文章發(fā)表是在安慰曼德爾,。然而1937年2月15日,，天文學(xué)家弗里茨·茲威基（Fritz Zwicky）在《物理學(xué)評論》（Physical Review）上發(fā)表了一篇文章，題為《作為引力透鏡的星云》（Nebulae as Gravitational Lenses）,，指出如果考慮星系而非恒星,，每一個星系都有上億甚至上千億顆恒星，其巨大的質(zhì)量所產(chǎn)生的引力透鏡效應(yīng)是更有可能被觀測到的,。

茲威基認為也許星云是觀測引力透鏡效應(yīng)的更好對象

引力透鏡本質(zhì)上就相當(dāng)于太空中的一塊巨大的放大鏡,，彎曲和放大了更遙遠天體所發(fā)出的光線。在引力透鏡中,，一個遙遠的星系發(fā)出的光線可以被一個位于視線中間的星系扭曲成一道光弧或者幾個分離的影像,。當(dāng)兩個星系完全連成一線的時候，這些光線就會形成一個如眼的圖案,，包圍著前景星系,，這就是所謂的“愛因斯坦環(huán)”,。

而引力透鏡的一大重要意義就是觀測“暗物質(zhì)”。星系龐大的暗物質(zhì)雖然看不見,，但確實有質(zhì)量,，約占宇宙質(zhì)量的85%。通過觀察和分析來自更遙遠星系的光線在這些暗物質(zhì)引力透鏡下的彎曲效果,，就能分析這些暗物質(zhì)的存在和質(zhì)量分布,。

哈勃空間望遠鏡觀測的“愛因斯坦環(huán)”

當(dāng)今，引力透鏡效應(yīng)在天文觀測中起到了很大的作用,?？茖W(xué)家們不需要知道星系的種類、形成,、行為,、光的顏色和亮度，只需要通過測量一片天空中的透鏡數(shù)量和特征,，就能獲知質(zhì)量信息,。因此，引力透鏡依賴的假設(shè)或近似很少,，是一個非常干凈和可靠的宇宙學(xué)探測器,。

作者：王錚

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