愛因斯坦的望遠鏡

天文望遠鏡可分為折射和反射望遠鏡，1609年，伽利略從荷蘭聽到望遠鏡的新技術(shù)，自行制造出折射望遠鏡。1668年，牛頓用凹面鏡聚焦，設計出反射望遠鏡，解決透鏡的色差問題。還有一種望遠鏡不用透鏡和反射鏡，也能搜尋宇宙天體，這個望遠鏡和愛因斯坦有關(guān)。

愛因斯坦沒有發(fā)明或制造望遠鏡，但根據(jù)廣義相對論，我們利用時空的扭曲，可以達到望遠鏡的功能，觀測幾十億光年遠的天體。說穿了，愛因斯坦的望遠鏡是利用萬有引力，觀察非常遙遠的星體，甚至可以“看到”沒有電磁波的暗物質(zhì)，堪稱為引力望遠鏡。

引力望遠鏡之所以能“看到”暗物質(zhì)，是因為所使用的原理不同。以折射望遠鏡為例，遠方的星光從物鏡進入望遠鏡鏡筒，星光經(jīng)過不同的介質(zhì)（主要是空氣和玻璃透鏡）有光線偏折的現(xiàn)象，最后將星光聚焦成像。引力望遠鏡則是因為星體的質(zhì)量改變周遭空間的曲率，使得星光因而偏折扭曲，甚至重影。

質(zhì)量改變空間曲率的理論來自廣義相對論，但理論的建立并不那么順利。愛因斯坦在1907年發(fā)表廣義相對論的第一篇論文，最終版本是在1915年11月定稿。在這期間，愛因斯坦發(fā)表過一些相關(guān)論文，也不斷在更新的版本中證明之前的錯誤。1914年8月，德國天文學家歐文·弗羅因德利克帶隊到俄國克里米亞半島觀測當?shù)氐娜帐常Ｍ吹教栔車呐で臻g改變背景星光路徑，借以證明廣義相對論。1911年，愛因斯坦根據(jù)舊版本預測背景星光的偏移量。其實早在1801年，德國物理學家約翰·索德納根據(jù)牛頓萬有引力定律就算出相同的偏移量（0.84秒弧，1秒弧等于角度1°的1/3600），如果歐文的日食觀測順利，會發(fā)現(xiàn)與愛因斯坦的預測不符。既是幸運（對愛因斯坦），也是不幸（對歐文），當歐文進入俄國的時候，第一次世界大戰(zhàn)爆發(fā)，他被俄國士兵抓了起來，失去了機會。愛因斯坦在1915年11月15日得出的廣義相對論終極版，算出來的星光偏移量是原先的2倍。1919年，英國物理學家亞瑟·斯坦利·愛丁頓率領(lǐng)觀測團隊到西非普林塞小島，得到了他自稱“我一生最快樂時刻”的結(jié)果：星光偏移量與終結(jié)版廣義相對論的預測相符。

只要有質(zhì)量或能量就可以當成引力望遠鏡的透鏡，當星光經(jīng)過透鏡四周凹陷的空間時就會偏折，離凹陷中心越近，偏折角度越大，偏折角度和透鏡質(zhì)量成正比。因此，我們看到的光源在天空中的位置會產(chǎn)生偏移或扭曲。

在眾多扭曲的星光中，最令人震撼的是愛因斯坦環(huán)，當光源、透鏡和我們正好在同一直線時，位于中間的透鏡將單一光源變成一圈光環(huán)，這是非常罕見的現(xiàn)象。1987年，賈克琳·休伊特的團隊利用特大天線陣觀測類星體，發(fā)現(xiàn)了第一個愛因斯坦環(huán)（MG1131+0456）。早在1924年，俄國物理學家奇沃爾松便曾預測大型恒星形成的引力透鏡可能造成愛因斯坦環(huán)，但愛因斯坦在1936年的評論中表示，理論可行但不容易觀測，因為排成一直線的機會太小，并且恒星等級的引力透鏡所造成的愛因斯坦環(huán)半徑太小，遠超過觀測能力。但透鏡若是一個星系，所造成的愛因斯坦環(huán)便足以觀測到，MG1131+0456就是一例：它的透鏡是一個星系，愛因斯坦半徑約0.87秒弧。

除了完整的愛因斯坦環(huán)，天文學家在1979年首次觀測到類星體Q0957+561的雙重電波影像。由于這兩個電波影像有近乎一樣的光譜，可以斷言來自同一個電波源，受到一個星系透鏡的作用而形成兩個影像。這也是人們首次觀察到的引力透鏡效應。另一個引人注目的事件是1990年發(fā)現(xiàn)的愛因斯坦十字（Q2237+030），當中的星系透鏡離我們約4億光年，遠方的類星體離我們約80億光年，類星體的影像在星系透鏡的影像四周，以十字排列的方式形成四個魅影。星系團也有足夠的質(zhì)量擔任透鏡的角色，1986年美國天文學家林德斯和佩托西奧首次發(fā)現(xiàn)一個1014太陽質(zhì)量的星系團造成的局部愛因斯坦環(huán)。他們只看到一段弧狀的影像，但比之前的明顯許多。

引力透鏡造成遙遠星光的扭曲，也會有聚光的功能，讓某些星光突然增亮，這種增亮現(xiàn)象（被稱為微透鏡效應）可以用來尋找黑洞和系外行星。在這個搜尋過程中，黑洞和系外行星的角色是引力透鏡。

三個獨立的觀測團隊開始了長期觀測，希望能找到銀河盤面和核球內(nèi)的微透鏡事件，進而找到黑洞和系外行星。1999年，其中兩個團隊觀測到一個微透鏡事件，聚光造成的亮度變化最強可達原先的32倍。整個事件延續(xù)了3年，初步估算可能是一個4倍～100倍太陽質(zhì)量的黑洞。如果引力透鏡是系外行星，微透鏡事件只有幾小時或幾天。

引力望遠鏡主要不是用來觀測扭曲的星光，而是測量透鏡的質(zhì)量。由于扭曲星光的程度主要是和透鏡質(zhì)量有關(guān)（還有之間的距離），因此除了星系、星系團、黑洞和行星外，還可以通過尋找暗物質(zhì)，進而推算暗物質(zhì)的質(zhì)量多寡以及分布狀況，甚至為我們的宇宙稱重。宇宙的組成只有約4%是一般的原子，還有23%的暗物質(zhì)和73%的暗能量。暗能量雖然不能用引力望遠鏡直接測量，但其會在宇宙大尺度結(jié)構(gòu)留下印記，天文學家可以通過引力望遠鏡研究大尺度結(jié)構(gòu)和時空的演化，探究宇宙的起源以及來龍去脈。