愛因斯坦透鏡和愛因斯坦環，它有多麼偉大它給科學帶來什麼

07-04

愛因斯坦透鏡和愛因斯坦環

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」。

早在1801年，柏林天文學家約翰·喬治·馮·索爾德納（Johan Georg von Soldner)就已經能夠計算出，太陽的引力可能使恆星的光發生偏轉。（儘管由於索爾德納嚴格採用了牛頓學說，他少了一個關鍵的因數2。愛因斯坦寫道：「這種偏轉一半是由於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生偏轉一樣。1936年，一位捷克工程師魯迪·曼德爾（Rudi ManrU)寫信給愛因斯坦，問他引力透鏡是否可以把來自附近恆星的光放大。回答是可以，但是由於他們的技術所限，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。例如，當從非常遙遠的星系發出的光經過我們的太陽時，光束會先從太陽的左右經過，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，這是由廣義相對論造成的光學錯覺。愛因斯坦的結論是：「直接觀察到這一現象的希望不大。」事實上，他寫道: 這項工作「沒什麼價值，只是能讓可憐人（曼德爾）有點成就感」。

40多年以後，在1979年，英格蘭約代爾邦克（Jordel Bank)天文台的丹尼斯· 沃爾士（Dennis Walsh)首次發現了透鏡作用的局部證據，他是雙類星體Q 0957 + 561的發現者。1988年，從射電源MG 1131 +0456觀測到第一個愛因斯坦環。 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，再一次證實了愛因斯坦的理論。（這個環非常小，只有1弧秒〔1"?〈1/3 600>°〕，或大致相當於從兩英里〔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，但後來我們意識到，我們看到的正是一個完善的愛因斯坦環!」曼徹斯特大學的伊恩·布朗（Ian Brown)博士說。

今天，愛因斯坦環已成為天體物理學家手中一件必不可缺的武器。在外太空中已經發現了約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，如暗物質，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分布情況的「地圖」。由於愛因斯坦透鏡作用會歪曲星系團，造成大的弧形（而不是環形），這就有可能對這些星系團中暗物質的分布情況進行估計。1

986年，國家光學天文台 (National Optical Astronomy Observatory)、斯坦福大學以及法國南比利牛斯天文台（Midi-Pyrenees Observatory)發現了首批巨大的星系弧（galactic arcs)。從那以後，已經發現了大約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(重的緊湊的光環物體，包括死恆星、黃矮星和塵埃雲）的數量進行測量。1986年，普林斯頓大學的波丹*帕欽斯基（Bohdan Paczynski)意識到，如果MACHOs在恆星面前經過的話，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)把這一方法應用到銀河系的中心，並發現了 500多個微透鏡現象（比預料的要多，因為其中有些物質是由低質量恆星構成的，而不是真正的MACHOs)。這種方法還可以用來尋找圍繞其他恆星轉的太陽系以外的行星。由於行星可以對其母恆星的光產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。用這一方法已經找到幾個太陽系以外的行星候選對象，其中有些位於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和宇宙常數。哈勃常數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；由於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並不十分統一。利用對物質分布的已有了解，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。（這個方法被應用到了類星體Q 0957 +561，發現它離地球大約有140 億光年。A那以後，又對另外7顆類星體進行了分析，用以計算哈勃常數。在誤差範圍之內，這些計算都與已知結果相符。有意思的是，這種方法完全不依賴於恆星的亮度，像造父變星和I a型超新星，從而成為對結果進行單獨核對的方法。）

宇宙常數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。由於宇宙的總體積在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。 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做了第一次粗略估算,並得出結論，它可能構成了不超過宇宙全部物質/能量含量的62%。（實際的WMAP結果為73%。）