引力透镜

引力透镜（ gravitational lens ），由于引力场能使光线偏折，从而使大质量物体像透镜那样会聚光线的现象。

引力透镜的理论早在1919年就被提出。1937年F.兹威基认识到可将它应用于宇宙学。但直到1979年才首次将类星体QSO0957＋561A、B证认为一个前景星系的引力透镜效应产生的双像。由星系或星系团这类较平滑质量分布产生的透镜称为宏透镜，可表现为如下几种形式。最简单的形式是一个点状背景源（通常为类星体）被分裂成多重像，像的位置和数目取决于背景源和透镜天体的相对几何位形。透镜使光的原始路径变形和集中，从而使像变得更亮，即被增强（见图）。形成一个多重系统的不同像的光度增强可有不同的倍数。已经发现了双重、三重甚至四重像（如爱因斯坦十字）的例子。多数情况下没有观测到起透镜星系。引力透镜理论预言只能有奇数个像，故在双重和四重像的情况下应该有一个中央像，但因为太弱而没有被观测到。

引力透镜效应的原理

如果背景天体是一个遥远的延展星系，则透镜像将会散开成长几角秒的光弧。在富星系团中心常观测到这样的光弧，在与径向垂直的方向拉长，颜色比星系团的成员星系偏蓝。若干星系团中看到几十个较短的小弧，起源于背景星系的弱透镜效应。当一个延展背景源同对称的透镜星系严格准直时，透镜像取爱因斯坦环的形式。

来自类星体引力透镜各个像的光程的不同，将会导致光行时间的不同。如果类星体辐射本身是变化的，则在每个像中看到的增亮发生的时间延迟可被测出。这个光行时间的差与哈勃常数H0的倒数相关，所以理论上有可能从这样的时延来估计H0。1995年，通过测量类星体QSO0 957＋561两个像中闪烁的时延测得H0≤70千米/（秒·兆秒差距）。实际上，在H0得到很好的约束之前，需要对透镜几何建立精确的模型。

当银河系中一个暗天体正好在一较远的恒星（如麦哲伦云中的一颗恒星）前面经过时，也会由于引力透镜效应短暂增亮。这种由恒星或大行星级质量产生的引力透镜称为微透镜，已由好几个小组在1993年首次观测到，从而证实银河系中存在大质量的致密晕天体(MACHO)。引力透镜效应已逐渐成为探测宇宙中各种尺度天体（包括暗物质）分布的有效方法之一。