愛因斯坦的望遠(yuǎn)鏡

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

愛因斯坦沒有發(fā)明或制造望遠(yuǎn)鏡，但根據(jù)廣義相對(duì)論，我們利用時(shí)空的扭曲，可以達(dá)到望遠(yuǎn)鏡的功能，觀測幾十億光年遠(yuǎn)的天體。說穿了，愛因斯坦的望遠(yuǎn)鏡是利用萬有引力，觀察非常遙遠(yuǎn)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(yuǎn)鏡。

引力望遠(yuǎn)鏡之所以能“看到”暗物質(zhì)，是因?yàn)樗褂玫脑聿煌Ｒ哉凵渫h(yuǎn)鏡為例，遠(yuǎn)方的星光從物鏡進(jìn)入望遠(yuǎn)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(yuǎn)鏡則是因?yàn)樾求w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(duì)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(duì)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(cuò)誤。1914年8月，德國天文學(xué)家歐文·弗羅因德利克帶隊(duì)到俄國克里米亞半島觀測當(dāng)?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(duì)論。1911年，愛因斯坦根據(jù)舊版本預(yù)測背景星光的偏移量。其實(shí)早在1801年，德國物理學(xué)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(huì)發(fā)現(xiàn)與愛因斯坦的預(yù)測不符。既是幸運(yùn)（對(duì)愛因斯坦），也是不幸（對(duì)歐文），當(dāng)歐文進(jìn)入俄國的時(shí)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(jī)會(huì)。愛因斯坦在1915年11月15日得出的廣義相對(duì)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(xué)家亞瑟·斯坦利·愛丁頓率領(lǐng)觀測團(tuán)隊(duì)到西非普林塞小島，得到了他自稱“我一生最快樂時(shí)刻”的結(jié)果：星光偏移量與終結(jié)版廣義相對(duì)論的預(yù)測相符。

只要有質(zhì)量或能量就可以當(dāng)成引力望遠(yuǎn)鏡的透鏡，當(dāng)星光經(jīng)過透鏡四周凹陷的空間時(shí)就會(huì)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(huì)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(dāng)光源、透鏡和我們正好在同一直線時(shí)，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(tuán)隊(duì)利用特大天線陣觀測類星體，發(fā)現(xiàn)了第一個(gè)愛因斯坦環(huán)（MG1131+0456）。早在1924年，俄國物理學(xué)家奇沃爾松便曾預(yù)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(píng)論中表示，理論可行但不容易觀測，因?yàn)榕懦梢恢本€的機(jī)會(huì)太小，并且恒星等級(jí)的引力透鏡所造成的愛因斯坦環(huán)半徑太小，遠(yuǎn)超過觀測能力。但透鏡若是一個(gè)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(gè)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(xué)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(gè)電波影像有近乎一樣的光譜，可以斷言來自同一個(gè)電波源，受到一個(gè)星系透鏡的作用而形成兩個(gè)影像。這也是人們首次觀察到的引力透鏡效應(yīng)。另一個(gè)引人注目的事件是1990年發(fā)現(xiàn)的愛因斯坦十字（Q2237+030），當(dāng)中的星系透鏡離我們約4億光年，遠(yuǎn)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(gè)魅影。星系團(tuán)也有足夠的質(zhì)量擔(dān)任透鏡的角色，1986年美國天文學(xué)家林德斯和佩托西奧首次發(fā)現(xiàn)一個(gè)1014太陽質(zhì)量的星系團(tuán)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(yuǎn)星光的扭曲，也會(huì)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(yīng)）可以用來尋找黑洞和系外行星。在這個(gè)搜尋過程中，黑洞和系外行星的角色是引力透鏡。

三個(gè)獨(dú)立的觀測團(tuán)隊(duì)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(jìn)而找到黑洞和系外行星。1999年，其中兩個(gè)團(tuán)隊(duì)觀測到一個(gè)微透鏡事件，聚光造成的亮度變化最強(qiáng)可達(dá)原先的32倍。整個(gè)事件延續(xù)了3年，初步估算可能是一個(gè)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(shí)或幾天。

引力望遠(yuǎn)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(tuán)、黑洞和行星外，還可以通過尋找暗物質(zhì)，進(jìn)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(yuǎn)鏡直接測量，但其會(huì)在宇宙大尺度結(jié)構(gòu)留下印記，天文學(xué)家可以通過引力望遠(yuǎn)鏡研究大尺度結(jié)構(gòu)和時(shí)空的演化，探究宇宙的起源以及來龍去脈。