廣義相對論在弱場條件下，例如在地面實驗室和太陽系中得到很好的驗證，但還缺乏強引力場條件下的檢驗。廣義相對論在強場下的檢驗，以及引力波的探測必須在包含中子星和黑洞這樣致密天體的系統(tǒng)中進行，這是相對論天體物理最重要的研究課題。

　　從天文學(xué)的角度來說，相對論天體物理的研究意義在于： 黑洞或中子星吸積氣體釋放引力能是絕大多數(shù)高能天體源或現(xiàn)象，例如，X射線雙星、活動星系核和伽瑪射線暴等的能源?，F(xiàn)代天文研究還發(fā)現(xiàn)，每個星系中心都有一個超大質(zhì)量黑洞，甚至是雙超大質(zhì)量黑洞。黑洞吸積周圍的氣體釋放的能量，通過反饋決定了星系核球的質(zhì)量，即所謂的星系、活動星系核和大質(zhì)量黑洞是共同演化的。因此，如何搜尋黑洞、中子星，以及極端致密的雙星系統(tǒng)（重要的引力波波源）是當(dāng)今天文學(xué)與物理學(xué)研究中的重大基本問題。

　　天體物理黑洞本身不發(fā)光，但是黑洞視界附近的氣體和恒星（包括脈沖星）可以作為研究黑洞視界附近強引力場的探針。

　　某天體引力場的強弱可以用如下的致密參數(shù)Ε表征，Ε值越小，該天體的引力場越弱，當(dāng)Ε接近1 表示引力場為強場。 對地球和太陽來說，它們的致密參數(shù)分別為Ε~7×10^-10~ 2×10^-6，可以看出太陽系的引力場比較弱。中子星的致密參數(shù)為Ε~0.1。對黑洞來說，致密參數(shù)約為Ε~1，因此中子星表面和黑洞視界附近的引力場非常強。

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中子星和脈沖星

　　早在1932年，在查德威克發(fā)現(xiàn)中子之后不久， 朗道就提出了中子星的概念。中子星是通過中子的費米簡并壓與自身引力相抗衡的處于流體靜力學(xué)平衡的相對論性天體。類似于白矮星，中子星有約為3.2 倍太陽質(zhì)量的最大質(zhì)量—奧本海默極限。1934年，天文學(xué)家就猜測中子星誕生于超新星爆發(fā)，是大質(zhì)量恒星死亡之后留下來的遺跡。早期對中子星熱輻射的研究表明，中子星在觀測上可能表現(xiàn)為半徑約為10千米、中心波長在軟X 射線波段的熱輻射源。富有戲劇性的是中子星卻在1967年意外地以射電脈沖星的形式被發(fā)現(xiàn)了。隨后大量的射電脈沖星被發(fā)現(xiàn)，中子星的概念才被普遍接受。

　　典型脈沖星的表面磁場高達10¹²高斯，自轉(zhuǎn)在幾毫秒到幾秒之間。轉(zhuǎn)動的磁場產(chǎn)生電場，電場將脈沖星磁層中的帶電粒子加速到相對論性速度，相對論性帶電粒子在磁場中可以輻射方向性很好的電磁波束。隨著中子星的轉(zhuǎn)動，輻射束可能周期性地掃過地球——類似于燈塔（如圖1），在觀測上表現(xiàn)為脈沖星。射電脈沖星，以及后來發(fā)現(xiàn)的伽瑪射線脈沖星都是孤立的中子星，它們的能源來自中子星的轉(zhuǎn)動能，即所謂的轉(zhuǎn)動供能的中子星。

　　第二類中子星是磁星， 磁星的磁場高達10¹⁵高斯，但自轉(zhuǎn)較慢，典型的周期為十幾秒，它的轉(zhuǎn)動能要遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于它的磁能。處于寧靜態(tài)的磁星在觀測上表現(xiàn)為反常X 射線脈沖星，爆發(fā)時，在觀測上表現(xiàn)為軟伽瑪射線重復(fù)爆。無論是寧靜態(tài)還是爆發(fā)態(tài)，磁星的能源主要來自磁場衰減釋放的磁能。

　　第三類品種是吸積供能的X 射線脈沖星，首先它存在于雙星系統(tǒng)中，伴星一般是一顆普通的恒星。中子星吸積伴星的氣體，釋放引力能，發(fā)射X 射線熱輻射，脈沖的周期性變化是由于雙星相互掩食產(chǎn)生的。

圖1 射電脈沖星輻射的燈塔模型

　　脈沖星是宇宙中最精確的時鐘, 其信號周期的精確度能夠超過原子鐘, 因此，軌道致密的脈沖星雙星系統(tǒng)是理想的強引力場檢驗的實驗室。脈沖星的伴星可以是另一顆中子星、白矮星、甚至黑洞。例如，脈沖星雙星PSR J0348+0432 由一顆質(zhì)量約2倍太陽質(zhì)量的中子星和0.17倍太陽質(zhì)量的白矮星組成，它們的軌道周期約為2.46小時。高的脈沖星質(zhì)量和致密的軌道使得該系統(tǒng)可用于在強場條件下檢驗廣義相對論。到目前為止，觀測到的軌道衰減與廣義相對論的理論預(yù)言完全吻合。另外，超新星爆發(fā)和致密雙星的并合等劇烈爆發(fā)事件是重要的引力波波源。

2

伽瑪射線暴

　　伽瑪暴是宇宙中短時標(biāo)的伽瑪射線波段的爆發(fā)現(xiàn)象，它的持續(xù)時間從幾秒到十幾秒之間，最長的可達千秒的量級（如圖2）。伽瑪暴最早于20世紀(jì)60年代被美國發(fā)射的用于監(jiān)測地面核爆炸試驗的伽瑪射線衛(wèi)星探測到。由于伽瑪射線衛(wèi)星的空間定位精度很差，難以精確測定伽瑪暴的空間方位和距離，阻礙了對伽瑪暴本質(zhì)的認(rèn)識。1997年意大利- 荷蘭的衛(wèi)星BeppoSAX 發(fā)現(xiàn)伽瑪暴在爆發(fā)幾個小時之后仍有X 射線余輝輻射，大大提高了伽瑪暴的定位精度，隨后地面光學(xué)和射電望遠(yuǎn)鏡跟蹤觀測發(fā)現(xiàn)了伽瑪暴的光學(xué)余輝和射電余輝，對伽瑪暴進行了精確定位，找到了它的寄主星系，確定伽瑪暴處于宇宙學(xué)距離。伽瑪暴爆發(fā)總能量與超新星爆發(fā)的總能量相仿，是宇宙中劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象。

　　伽瑪暴的火球- 激波模型成功地解釋了伽瑪暴余輝的輻射。在該模型中，先產(chǎn)生一個溫度極高的火球，它以極端相對論的速度向外膨脹，當(dāng)后面較快的物質(zhì)追趕上前面較慢的物質(zhì)之后發(fā)生碰撞，產(chǎn)生相對論的內(nèi)激波，激波加熱電子到相對論情形，相對論電子在磁場中運動，產(chǎn)生同步、逆康普頓輻射，這就是伽瑪射線暴。相對論性物質(zhì)繼續(xù)像滾雪球一樣掃過星際介質(zhì)，產(chǎn)生外激波，外激波加速星際介質(zhì)中的電子，相繼產(chǎn)生X 射線、光學(xué)、射電等波段的輻射，即余輝輻射。雖然火球- 激波模型在解釋余輝的觀測方面很成功，但到目前為止， 還不清楚伽瑪暴的火球是怎么產(chǎn)生的。

圖2 伽瑪暴長暴的示意圖。

大質(zhì)量恒星內(nèi)部不斷發(fā)生熱核反應(yīng)，使得輕元素不斷合成重元素。

當(dāng)熱核反應(yīng)停止之后，氣體壓和輻射壓不足以抵抗引力，恒星快速塌縮形成一個黑洞。

在塌縮過程中，釋放引力能和黑洞的轉(zhuǎn)動能，沿著黑洞的自轉(zhuǎn)軸形成伽瑪暴

　　比較流行的看法是，持續(xù)時間長于2秒的伽瑪暴（長暴）起源于大質(zhì)量恒星演化的晚期。恒星死亡之后先在核區(qū)形成一個快速轉(zhuǎn)動的黑洞，黑洞吸積回落的物質(zhì)釋放引力能以及黑洞的轉(zhuǎn)動能，從而形成火球。持續(xù)時間短于2秒的伽瑪暴（短暴）起源于雙中子星的并合，并合之后也是先形成一個恒星級質(zhì)量的黑洞，黑洞吸積殘余物質(zhì)，釋放引力能、磁能甚至黑洞的轉(zhuǎn)動能，從而形成火球。無論是長暴還是短暴，在爆發(fā)和并合過程中，都會產(chǎn)生強大的引力波輻射，是地面高頻引力波天文臺（如LIGO： 美國的激光干涉引力波天文臺）的主要觀測對象。

3

黑洞X射線雙星、類星體

　　根據(jù)廣義相對論，黑洞最基本的特性是它具有視界。一旦物質(zhì)落入黑洞視界，最終落入其奇點。在宇宙中，到哪兒去發(fā)現(xiàn)黑洞呢？如何確認(rèn)我們發(fā)現(xiàn)的黑洞候選者是真的黑洞呢？簡單地說，恒星級黑洞一般存在于銀河系內(nèi)的X射線雙星中（圖3），超大質(zhì)量黑洞（10⁶~10¹⁰倍太陽質(zhì)量）存在于類星體或星系的中心。而中等質(zhì)量黑洞是否存在，存在哪兒還不確定，一種觀點認(rèn)為緊鄰星系中發(fā)現(xiàn)的極亮X射線源的中心存在一個中等質(zhì)量的黑洞。

圖3 黑洞X射線雙星示意圖。

恒星級黑洞從其伴星吸積氣體，釋放引力能，最終轉(zhuǎn)化為電磁輻射。

垂直于吸積盤的兩個帶狀結(jié)構(gòu)是來自黑洞的雙邊噴流，噴流中非熱化的相對論電子主要輻射射電輻射

　　根據(jù)恒星演化的理論，恒星級質(zhì)量的黑洞是大質(zhì)量恒星（大于約8倍太陽質(zhì)量）演化的晚期發(fā)生超新星爆炸之后的產(chǎn)物。如果黑洞處于雙星系統(tǒng)中，它會從其伴星中吸積氣體，釋放引力能而發(fā)射X 射線輻射。因此，我們可以去銀河系中的X 射線雙星系統(tǒng)中探測黑洞。由于中子星存在質(zhì)量上限，在X射線雙星中， 如果通過雙星的軌道運動測量到雙星系統(tǒng)中的暗星體的質(zhì)量大于中子星的質(zhì)量上限（3.2 倍太陽質(zhì)量）， 我們就可以認(rèn)定它們是黑洞候選體。通過質(zhì)量判據(jù)發(fā)現(xiàn)的第一個恒星級黑洞候選體是天鵝座X-1。到目前為止，我們已經(jīng)確認(rèn)了二十多個黑洞雙星系統(tǒng)，大約四五十個黑洞雙星候選體。黑洞與其他致密天體最大區(qū)別是它不存在硬表面，物質(zhì)和輻射落入黑洞之后就不會再輻射出來，因此，對于相同軌道周期的X射線雙星系統(tǒng)（表征相同的吸積率），黑洞候選體雙星系統(tǒng)的輻射光度要系統(tǒng)性低于中子星雙星系統(tǒng)的輻射光度，間接證明了黑洞視界的存在。質(zhì)量大于中子星質(zhì)量上限并不能完全說明黑洞候選體存在視界。理論上還存在質(zhì)量大于中子星質(zhì)量上限的其他致密天體，例如玻色星。不過研究表明，在包含黑洞候選體的X 射線雙星系統(tǒng)中，如果黑洞候選體是玻色星等不存在視界的致密天體，隨著吸積氣體的堆積，在強引力場中會發(fā)生熱核爆發(fā)，而輕易地被我們觀測到，但我們在這類系統(tǒng)中并沒有發(fā)現(xiàn)此類X 射線爆發(fā)，進而進一步確認(rèn)了黑洞候選體存在視界。

圖4 活動星系核示意圖。

核區(qū)是超大質(zhì)量黑洞和圍繞黑洞旋轉(zhuǎn)的吸積盤，黑洞吸積釋能是活動星系核的能量來源。

黑色小圓點為寬發(fā)射線的云團，譜線寬度達到每秒數(shù)千千米。

較遠(yuǎn)處的灰色大圓點為窄發(fā)射線云團。

垂直于吸積盤的兩個帶狀結(jié)構(gòu)是來自黑洞的雙邊噴流，經(jīng)常在射電波段和伽瑪波段被觀測到

　　類星體是20世紀(jì)60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一。類星體典型的觀測特征是：在光學(xué)上是類恒星狀天體； 光譜中有較強的發(fā)射線；巨大的本征光度（因為在宇宙學(xué)距離上）；明顯的短時標(biāo)光變（說明輻射區(qū)域?。?； 強烈的X 射線輻射（強引力場）；部分類星體存在明顯的噴流；非常寬的輻射能譜（從射線、紅外、光學(xué)、紫外、X 射線到伽瑪射線）?，F(xiàn)在已經(jīng)基本確認(rèn)，類星體的能源來自活動星系中心高達10億倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞吸積氣體所釋放的引力能。另外，觀測和理論都表明，星系中心存在大質(zhì)量的黑洞，星系核球的恒星質(zhì)量與星系中心超大黑洞的質(zhì)量存在很好的相關(guān)性，揭示出超大黑洞在星系中心普遍存在，大質(zhì)量黑洞與活動星系核和星系是共同演化的。（圖4）

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黑洞基本參數(shù)測量

　　黑洞只有三個基本的參數(shù)：質(zhì)量、角動量和電荷。天體物理黑洞一般不帶電。黑洞質(zhì)量的測量相對比較容易，在弱引力場下就可以進行，也就是說利用牛頓力學(xué)就可以測量黑洞的質(zhì)量。例如，我們可以通過測量圍繞銀河系中心運行的恒星的軌道，得到銀心黑洞的質(zhì)量。而黑洞自旋（單位質(zhì)量的角動量）的測量極其困難！原因在于，自旋是一種純廣義相對論效應(yīng)， 沒有經(jīng)典力學(xué)對應(yīng)。在廣義相對論中，星體的轉(zhuǎn)動能與質(zhì)量等價，必然影響時空的彎曲。另外，自旋效應(yīng)是短程的，只有在黑洞視界附近才顯著。

　　對于恒星級黑洞，它們距離地球大多約有幾千光年，而吸積盤的內(nèi)區(qū)只有幾十千米，而且它的輻射主要在X 射線能段，目前以及將來很長一段時間X 射線望遠(yuǎn)鏡還無法分辨吸積流的內(nèi)區(qū)。對于超大質(zhì)量黑洞， 它們大多位于宇宙學(xué)距離上，目前的觀測手段依然無法分辨黑洞吸積盤尺度。幸運的是，銀河系中心黑洞的視界在天空上的張角約為20 微角秒，是最大的一個。與銀河系近鄰的星系M87 中心的黑洞視界在天空的張角約為銀心黑洞的一半。甚長基線干涉射電望遠(yuǎn)鏡陣的分辨率已接近或即將達到吸積盤內(nèi)部區(qū)域。原則上可以通過將理論上得到的銀河系中心黑洞吸積流射線圖像的大小和形狀與觀測比較，得到黑洞自旋的大小以及黑洞吸積流的動力學(xué)和輻射信息。

　　黑洞吸積流的輻射主要來自黑洞視界附近，對黑洞的自旋很敏感，1997年張雙南提出了基于吸積盤的連續(xù)譜的理論模型，擬合觀測到的X 射線連續(xù)譜測量恒星級黑洞自旋的方法。該方法目前是一種相對比較成熟的方法，這主要得益于如下兩個事實：第一，恒星級黑洞吸積盤的熱輻射占主導(dǎo)；第二，恒星級黑洞質(zhì)量和吸積盤的傾角可以通過雙星的軌道運動以及噴流的張角精確測量。需要指出的是，隨著黑洞吸積率的提高，吸積盤上氣體的徑向運動速度增加，吸積盤的厚度也增加，導(dǎo)致吸積盤的自遮蔽效應(yīng)會顯著影響吸積盤的連續(xù)譜。因此，選擇低光度時（對應(yīng)黑洞吸積率較低的情況）的狀態(tài)來測量黑洞的自旋才是比較可靠的。到目前為止，利用此方法已經(jīng)給出了大約十幾個黑洞雙星的黑洞自旋參數(shù)的估計。連續(xù)譜擬合法測量黑洞自旋對活動星系核并不有效。原因是吸積盤內(nèi)區(qū)的溫度隨黑洞質(zhì)量增加而減少，來自吸積盤的X 射線輻射并不占主導(dǎo)，活動星系核中普遍存在的顯著的軟X 射線超輻射成分會嚴(yán)重改變黑體輻射的譜型甚至淹沒該輻射成分。另外，來自超大質(zhì)量黑洞吸積盤的熱輻射的峰值在紫外波段，缺乏觀測數(shù)據(jù)。而且超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量測量精度不高。因此，這一方法只可能在極少數(shù)的特殊的吸積盤熱輻射主導(dǎo)的AGN 中得到可能的應(yīng)用。

　　同樣適用于恒星級黑洞和超大質(zhì)量黑洞系統(tǒng)的自旋測量方法是所謂的相對論寬鐵線的譜線輪廓擬合法。鐵Kα 熒光輻射線來自吸積盤的內(nèi)區(qū)，內(nèi)區(qū)吸積流的運動速度接近光速，因此，吸積流作軌道運動導(dǎo)致的多普勒效應(yīng)、相對論性運動的集束（beaming） 效應(yīng)、強引力場中的引力紅移效應(yīng)與引力透鏡效應(yīng)（圖5）， 以及黑洞自旋導(dǎo)致的時空拖曳效應(yīng)最終導(dǎo)致相對論性的鐵Kα 譜線的典型輪廓為不對稱性的雙峰結(jié)構(gòu)，加上一個紅端的長翅。假設(shè)吸積盤的內(nèi)區(qū)為黑洞最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道，因此，黑洞自旋越大，譜線的輪廓展得越寬， 紅翅拉得越長。目前相對論性的寬鐵線只在少數(shù)的活動星系核和黑洞X 射線雙星中觀測到，提供了黑洞存在的間接但卻有力的觀測證據(jù)。同樣，吸積盤的X 射線反射譜也強烈依賴于黑洞的自旋。因此，原則上通過擬合觀測所得的寬鐵線輪廓及X 射線反射成分可以測量黑洞的自旋。到目前為止，此方法已經(jīng)成功應(yīng)用于10 多個黑洞X 射線雙星和少量的活動星系核中。

圖5 黑洞視界附近吸積盤的形態(tài)。

左上角小圖顯示的是吸積盤在平直時空中的圖像。

圖中明顯顯示了強引力場中的引力透鏡效應(yīng)（Oliver 等，2015）

　　除了連續(xù)譜觀測和譜線輪廓的觀測，吸積盤輻射的時變觀測也是測量黑洞X 射線雙星中黑洞質(zhì)量和自旋的有效方法。利用時變研究分析發(fā)現(xiàn)，黑洞X 射線雙星中存在頻率值大約在150~450 Hz 之間的高頻準(zhǔn)周期振蕩（QPO），準(zhǔn)周期是兩個物理頻率之間的拍頻， 其中一個是吸積流的開普勒轉(zhuǎn)動速度，另一個頻率如果與黑洞的自旋有關(guān)的話，準(zhǔn)周期振動將是測量黑洞自轉(zhuǎn)非常有效和最為精確的方法。當(dāng)然，此方法的最大不確定性在于模型，現(xiàn)在還不非常確定其中一個頻率是否是黑洞自轉(zhuǎn)導(dǎo)致的進動頻率，不過，觀測似乎表明，QPO 值不隨光度的變化而變化，應(yīng)該只依賴于黑洞的質(zhì)量和自旋。在中子星系統(tǒng)中，人們也發(fā)現(xiàn)了高頻QPO 現(xiàn)象，準(zhǔn)周期如果與中子星的自轉(zhuǎn)和開普勒角速度有關(guān)的話，QPO 提供了一種測量中子星質(zhì)量的方法，對中子星內(nèi)部致密核物質(zhì)的狀態(tài)方程提供了一種限制。

　　來自黑洞吸積流的X 射線輻射應(yīng)該是有偏振的。偏振輻射來自兩個方面，一是來自冕的反射成分（包括線輻射），二是來自吸積流本身的輻射，這主要是由于吸積流具有有限的厚度，來自盤上的熱輻射在吸積盤的大氣中被自由電子散射，從而產(chǎn)生約5% 左右的偏振度。偏振信息將提供區(qū)別于光譜和時變信息之外的獨立參數(shù)空間，從而可以更加精確地限制黑洞系統(tǒng)。吸積盤的偏振性質(zhì)會受到相對論效應(yīng)的強烈影響， 尤其是越靠近黑洞的輻射，偏振性質(zhì)（包括偏振度和偏振角）影響越大。對于熱譜而言，能量越高的光子， 通常是產(chǎn)生于越接近于黑洞的區(qū)域，由于相對論效應(yīng)越強，所以高能光子的偏振效應(yīng)更為顯著。我們可以通過擬合偏振度和偏振角隨能量的變化曲線，從而得到中心黑洞的自旋。此方法的優(yōu)勢在于它同時可以限制吸積盤內(nèi)區(qū)的傾角，從而我們可以推斷盤是否傾斜， 這是目前其他方法所不能做到的?？上У氖?，目前還沒有X 射線偏振的天文觀測設(shè)備在運行。

　　來自冕區(qū)的硬X 射線連續(xù)譜的光變與反射成分以及熒光輻射線之間的時間延遲——反響測量，即反射成分時變的數(shù)據(jù)和時間分辨的光譜數(shù)據(jù)將會是檢驗廣義相對論的重要的探針?；顒有窍岛斯庾儾ǘ蔚姆错憸y量已非常成熟，通過長期監(jiān)測活動星系核連續(xù)譜和發(fā)射線譜的光變，測量出連續(xù)譜與來自寬線區(qū)云團的寬發(fā)射線的時延，可用于測量黑洞的質(zhì)量。寬線區(qū)云團一般位于幾千個黑洞引力半徑之外，不能用于檢驗廣義相對論。而X 射線反響觀測測量的是硬X 射線穿越黑洞視界尺度的時間延遲，主要物理過程發(fā)生在吸積流的最內(nèi)區(qū)，因此是重要的強引力場的探針。例如，我們可以通過分析該時延，測量強引力場中的Shapiro 時延。時延測量的優(yōu)點是，它測量的是絕對的物理尺度，如果與譜線輪廓擬合和時變測量相結(jié)合，可以測量黑洞的質(zhì)量，那么通過譜擬合，可以得到實際的物理尺度，提供致密天體周圍時空的直接測量。

5

引力透鏡現(xiàn)象

　　廣義相對論預(yù)言光線在引力場中會發(fā)生偏折，觀測者會看到由于光線彎曲而形成的一個或多個像，類似經(jīng)典光學(xué)中凸透鏡成像，這就是引力透鏡現(xiàn)象。光線在引力場的偏折現(xiàn)象已在日全食的時候通過觀測恒星的光掠過太陽表面發(fā)生偏折而被證實。在黑洞視界附近或中子星表面強引力場中的引力透鏡現(xiàn)象還沒有被觀測到。到目前為止，觀測到的引力透鏡現(xiàn)象都是在弱場情況下發(fā)生的，即光線發(fā)生偏折的區(qū)域要遠(yuǎn)大于天體的史瓦西半徑。根據(jù)星像的多少，可以分為強引力透鏡、弱引力透鏡、微引力透鏡等。

圖6. 強引力透鏡示意圖。

觀測源為遙遠(yuǎn)的類星體或星系，透鏡天體是光路上的星系團

　　強引力透鏡（圖6）是指經(jīng)過引力透鏡之后各個星像之間的角間距大于望遠(yuǎn)鏡的角分辨率，形成雙像、多像以及環(huán)半弧和弧。典型的強引力透鏡現(xiàn)象中光源是遙遠(yuǎn)的星系或類星體，透鏡天體是較近一點的星系團。當(dāng)源和觀測者的連線位于星系團的中心區(qū)域或位于星系的核心區(qū)域，一般就會發(fā)生強引力透鏡現(xiàn)象，且強引力透鏡的放大率很大，因此有較強的增亮效應(yīng)，強引力透鏡是天賜的宇宙望遠(yuǎn)鏡，可用于研究較遠(yuǎn)、較暗的背景星系。例如，MACS J1149.6+2223 是紅移為0.544 的一個大質(zhì)量的星系團（質(zhì)量約為2.5×10¹⁵ 太陽質(zhì)量）， 利用該星系團作為透鏡天體，并利用當(dāng)前世界上最強大的兩臺空間望遠(yuǎn)鏡：哈勃空間望遠(yuǎn)鏡和斯皮策紅外空間望遠(yuǎn)鏡，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了可能是迄今為止宇宙最遙遠(yuǎn)星系MACS149－JD, 該星系的紅移高達9.6！ 誕生于大爆炸后大約3 億年，恰好處在宇宙被稱為 “黑暗時期”的演化階段，那時的宇宙還處于其嬰兒時期。反過來，強引力透鏡還可用來測定星系、星系團的質(zhì)量，目前存在的主要問題是測量結(jié)果依賴于星系和星系團質(zhì)量分布的模型。強引力透鏡還可以用來測量哈勃常數(shù)，主要原理是兩個星像在宇宙尺度上走不同的路徑，導(dǎo)致到達地球觀測者的時間不一樣，可以根據(jù)該時間差測量它們的路徑差，而該路徑差依賴于哈勃常數(shù)。

　　弱引力透鏡現(xiàn)象中光線的偏折角比較小，只能觀測到像的亮度變亮和形狀改變，可觀測的天體增多。弱引力透鏡系統(tǒng)主要包括星系團（透鏡天體）——前景星系（源）、星系——前景星系、宇宙大尺度物質(zhì)密度場——宇宙中的星系等各種系統(tǒng)。弱引力透鏡測量是一種統(tǒng)計測量，可以觀測很多個源的弱引力效應(yīng)， 通過統(tǒng)計分析，得到弱透鏡天體的性質(zhì)。例如，通過比較沒有弱引力透鏡現(xiàn)象時已知的星系的分布，與觀測到的被扭曲的星系的分布情況可以得到弱透鏡天體的性質(zhì)，估算出構(gòu)成它的星系或星系團的質(zhì)量，這是宇宙學(xué)中相當(dāng)重要的一種天體質(zhì)量測量方法。再例如宇宙大尺度結(jié)構(gòu)沒有確定的位置，探測宇宙引力透鏡效應(yīng)主要通過形變相關(guān)函數(shù)來限制宇宙密度場的功率譜，進一步結(jié)合宇宙微波背景、Ia 型超新星和星系巡天的測量，可用于測量宇宙基本參數(shù)。

　　微引力透鏡現(xiàn)象是由前景運動的透鏡天體產(chǎn)生的透鏡現(xiàn)象，透鏡天體一般為恒星級質(zhì)量的小天體，例如恒星- 行星系統(tǒng)中的恒星和行星，因此光的偏轉(zhuǎn)非常小，通常通過微引力透鏡只能觀測到當(dāng)透鏡天體穿過光路過程中導(dǎo)致的光源的瞬間增亮現(xiàn)象。微引力透鏡效應(yīng)最早提出用于探測銀河系中不發(fā)光的暗天體， 原先認(rèn)為它們可能是暗物質(zhì)的候選體。利用微引力透鏡效應(yīng)還可以探測太陽系外行星。當(dāng)太陽系外恒星- 行星系統(tǒng)穿過我們監(jiān)測的背景星與地面望遠(yuǎn)鏡的光路的時候，先是產(chǎn)生恒星的微引力透鏡效應(yīng)，在觀測上表現(xiàn)為背景星亮度的增加，當(dāng)恒星偏離光路，背景星的亮度下降的時候，這時由于圍繞恒星公轉(zhuǎn)，行星回到光路上，產(chǎn)生第二次引力透鏡效應(yīng)，與第一次微引力透鏡效應(yīng)相比，第二次對背景星亮度的增加倍數(shù)要小一些。通過發(fā)現(xiàn)兩次一大一小的微引力透鏡效應(yīng)， 可以探測到新的太陽系外行星。總之，引力透鏡是天體物理中最重要的研究工具和手段之一，在宇宙學(xué)暗物質(zhì)、暗能量、大尺度上的引力和系外行星探測上都發(fā)揮著巨大作用。

　?。ū疚倪x自《現(xiàn)代物理知識》2015年第5期 時光摘編）