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引力透镜,引力场源对位于其后的天体发出的电磁辐射所产生的会聚或多重成像效应。因类似凸透镜的汇聚效应,因而得名。引力透镜效应是阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论所预言的一种现象,由于时空在大质量天体附近会发生畸变,使光线在大质量天体附近发生弯曲(光线沿弯曲空间的短程线传播)。如果在观测者到光源的视线上有一个大质量的前景天体则在光源的两侧会形成两个像,就好像有一面透镜放在观测者和天体之间一样,这种现象称之为引力透镜效应。对引力透镜效应的观测证明阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论确实是引力的正确描述。
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''' 引力透镜''' ,引力场源对位于其后的[[ 天体]] 发出的电磁辐射所产生的会聚或多重成像效应。因类似[[ 凸透镜]] 的汇聚效应,因而得名。引力透镜效应是阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论所预言的一种现象,由于时空在[[ 大质量天体]] 附近会发生畸变,使[[ 光线]] 在大质量天体附近发生弯曲(光线沿弯曲空间的短程线传播)。如果在观测者到光源的视线上有一个大质量的前景天体则在光源的两侧会形成两个像,就好像有一面透镜放在观测者和天体之间一样,这种现象称之为引力透镜效应。对引力透镜效应的观测证明[[爱因斯坦| 阿尔伯特·爱因斯坦]] 的广义相对论确实是引力的正确描述。
  
 
==简介==
 
==简介==
  
 有些情况下,起引力透镜作用的天体是一个星系,它对光的弯曲作用能产生类星体或其他星系等更遥远天体的多重像。有些天文学家认为,多达2/3的已知类星体可能由于引力透镜效应而增加了亮度。研究引力透镜对遥远类星体光线的影响,有助于解决关于宇宙年龄和宇宙当前膨胀速率的争论。
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 有些情况下,起引力透镜作用的天体是一个[[ 星系]] ,它对光的弯曲作用能产生类星体或其他星系等更遥远天体的多重像。有些[[ 天文学家]] 认为,多达2/3的已知类星体可能由于引力透镜效应而增加了亮度。研究引力透镜对遥远类星体光线的影响,有助于解决关于[[ 宇宙]][[ 年龄]] 和宇宙当前膨胀速率的争论。
  
 当银河系中一个暗天体正好在一较远恒星(如麦哲伦星云中的一颗恒星)前经过,使得它的像短暂增亮,就是较小规模的引力透镜效应。单个恒星造成的这种引力透镜有时叫做“微透镜(Microlensing)”。1979年,天文学家观测到类星体Q0597+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲,形成了一个一模一样的类星体的像。这是第一次观察到引力透镜效应。1993年,天文学家利用微透镜效应观测到银河系中存在一种暗物质(dark matter),称做MACHOs(massive compact halo objects,致密暗天体)。
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 当[[ 银河系]] 中一个暗天体正好在一较远恒星(如麦哲伦星云中的一颗恒星)前经过,使得它的像短暂增亮,就是较小规模的引力透镜效应。单个恒星造成的这种引力透镜有时叫做“微透镜(Microlensing)”。1979年,天文学家观测到类星体Q0597+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲,形成了一个一模一样的类星体的像。这是第一次观察到引力透镜效应。1993年,天文学家利用微透镜效应观测到银河系中存在一种[[ 暗物质]] (dark matter),称做MACHOs(massive compact halo objects,致密暗天体)。
  
 
==现象==
 
==现象==
  
 引力透镜可以增亮背景天体,从另一方面说,背景天体也可以起个手电筒的作用把中间天体给“照亮”,大家可能有概念,星系和星系团的质量大部分是暗物质提供的,暗物质虽然不发光,但它的引力作用和我们常见的物质是一样的,所以通过分析引力透镜(尤其是引力透镜弧)我们就能探知所有物质的质量分布,并非常准确地测量星系团等的质量。这种测质量的方法的优越性是不言而喻的: 不必做太多假设就能把所有物质的质量全包括进来。并且这一点对我们探测非常遥远的天体和事件非常有利,包括高红移的星系,类星体,伽玛射线等等。它们发出的光线在穿越时空到达我们之前的漫漫长旅中,可能会在中间遇到星系或星系团,星系或星系团做为透镜使得背景天体成了像。在这种情况下像可以有多个,有些像是增亮了,为我们研究背景天体和上百亿年前的宇宙提供了机会。属于不同像的光线偏折程度不尽相同,所以它们实际走过的距离是不一样的,所以如果背景天体由于某种原因发生光变,几个像之间的光变就有早有晚,通过分析这些像和时间延迟,我们还能得到对宇宙学的一些参数(比如哈勃常数)的限制。
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 引力透镜可以增亮背景天体,从另一方面说,背景天体也可以起个手电筒的作用把中间天体给“照亮”,大家可能有[[ 概念]] ,星系和[[ 星系团]] 的质量大部分是暗物质提供的,暗物质虽然不发光,但它的引力作用和我们常见的物质是一样的,所以通过分析引力透镜(尤其是引力透镜弧)我们就能探知所有物质的质量分布,并非常准确地测量星系团等的质量。这种测质量的方法的优越性是不言而喻的: 不必做太多假设就能把所有[[ 物质]] 的质量全包括进来。并且这一点对我们探测非常遥远的天体和事件非常有利,包括高红移的星系,类星体,[[ 伽玛射线]] 等等。它们发出的光线在穿越时空到达我们之前的漫漫长旅中,可能会在中间遇到星系或星系团,星系或星系团做为透镜使得背景天体成了像。在这种情况下像可以有多个,有些像是增亮了,为我们研究背景天体和上百亿年前的宇宙提供了机会。属于不同像的光线偏折程度不尽相同,所以它们实际走过的距离是不一样的,所以如果背景天体由于某种原因发生光变,几个像之间的光变就有早有晚,通过分析这些像和[[ 时间]] 延迟,我们还能得到对[[ 宇宙学]] 的一些参数(比如哈勃常数)的限制。
  
 
==应用==
 
==应用==
  
 前面提到的都算比较强的引力透镜现象了,实际上还有一种叫弱引力透镜现象。弱的意思就是表现不出前面说的好几个像,背景天体也基本上没被增亮多少,就象是在没引力场的情况下加了一点扰动。但是背景天体的形状被稍稍拉长了一点点(专业术语叫切变),比如一个原本投影是圆的星系被稍微拉扁了一点儿。由于这种效应实在是太小了,而且星系本身也有圆有扁,所以我们要从大量的数据中做统计分析。这种分析能告诉我们星系里物质(包括暗物质)是怎么分布的,宇宙中物质分布起伏如何等等,还能对一些宇宙学参数给出限制。这对于我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成很有用。
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 前面提到的都算比较强的引力透镜现象了,实际上还有一种叫弱引力透镜现象。弱的意思就是表现不出前面说的好几个像,背景天体也基本上没被增亮多少,就象是在没引力场的情况下加了一点扰动。但是背景天体的形状被稍稍拉长了一点点(专业术语叫切变),比如一个原本投影是圆的星系被稍微拉扁了一点儿。由于这种效应实在是太小了,而且星系本身也有圆有扁,所以我们要从大量的[[ 数据]] 中做统计分析。这种分析能告诉我们星系里物质(包括[[ 暗物质]] )是怎么分布的,宇宙中物质分布起伏如何等等,还能对一些宇宙学参数给出限制。这对于我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成很有用。
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[[Category:320 天文學總論]]

於 2020年8月24日 (一) 20:48 的修訂

引力透鏡,引力場源對位於其後的天體發出的電磁輻射所產生的會聚或多重成像效應。因類似凸透鏡的匯聚效應,因而得名。引力透鏡效應是阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論所預言的一種現象,由於時空在大質量天體附近會發生畸變,使光線在大質量天體附近發生彎曲(光線沿彎曲空間的短程線傳播)。如果在觀測者到光源的視線上有一個大質量的前景天體則在光源的兩側會形成兩個像,就好像有一面透鏡放在觀測者和天體之間一樣,這種現象稱之為引力透鏡效應。對引力透鏡效應的觀測證明阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論確實是引力的正確描述。

簡介

有些情況下,起引力透鏡作用的天體是一個星系,它對光的彎曲作用能產生類星體或其他星系等更遙遠天體的多重像。有些天文學家認為,多達2/3的已知類星體可能由於引力透鏡效應而增加了亮度。研究引力透鏡對遙遠類星體光線的影響,有助於解決關於宇宙年齡和宇宙當前膨脹速率的爭論。

銀河系中一個暗天體正好在一較遠恆星(如麥哲倫星雲中的一顆恆星)前經過,使得它的像短暫增亮,就是較小規模的引力透鏡效應。單個恆星造成的這種引力透鏡有時叫做「微透鏡(Microlensing)」。1979年,天文學家觀測到類星體Q0597+561發出的光在它前方的一個星系的引力作用下彎曲,形成了一個一模一樣的類星體的像。這是第一次觀察到引力透鏡效應。1993年,天文學家利用微透鏡效應觀測到銀河系中存在一種暗物質(dark matter),稱做MACHOs(massive compact halo objects,緻密暗天體)。

現象

引力透鏡可以增亮背景天體,從另一方面說,背景天體也可以起個手電筒的作用把中間天體給「照亮」,大家可能有概念,星系和星系團的質量大部分是暗物質提供的,暗物質雖然不發光,但它的引力作用和我們常見的物質是一樣的,所以通過分析引力透鏡(尤其是引力透鏡弧)我們就能探知所有物質的質量分布,並非常準確地測量星系團等的質量。這種測質量的方法的優越性是不言而喻的: 不必做太多假設就能把所有物質的質量全包括進來。並且這一點對我們探測非常遙遠的天體和事件非常有利,包括高紅移的星系,類星體,伽瑪射線等等。它們發出的光線在穿越時空到達我們之前的漫漫長旅中,可能會在中間遇到星系或星系團,星系或星系團做為透鏡使得背景天體成了像。在這種情況下像可以有多個,有些像是增亮了,為我們研究背景天體和上百億年前的宇宙提供了機會。屬於不同像的光線偏折程度不盡相同,所以它們實際走過的距離是不一樣的,所以如果背景天體由於某種原因發生光變,幾個像之間的光變就有早有晚,通過分析這些像和時間延遲,我們還能得到對宇宙學的一些參數(比如哈勃常數)的限制。

應用

前面提到的都算比較強的引力透鏡現象了,實際上還有一種叫弱引力透鏡現象。弱的意思就是表現不出前面說的好幾個像,背景天體也基本上沒被增亮多少,就象是在沒引力場的情況下加了一點擾動。但是背景天體的形狀被稍稍拉長了一點點(專業術語叫切變),比如一個原本投影是圓的星系被稍微拉扁了一點兒。由於這種效應實在是太小了,而且星系本身也有圓有扁,所以我們要從大量的數據中做統計分析。這種分析能告訴我們星系裡物質(包括暗物質)是怎麼分布的,宇宙中物質分布起伏如何等等,還能對一些宇宙學參數給出限制。這對於我們研究宇宙密度的擾動譜和結構形成很有用。