第61章 引力透镜(1/1)

首发：~第61章 引力透镜

引力透镜是强引力场中一种特殊的光学效应。假设地球与一颗遥远的天体之间刚好有一个强引力场天体，三者差不多在一条直线上，强引力场天体附近的时空弯曲使远方天体的光不能沿直线到达地球，而使地球上观测到的像偏离了它原本所在的方向，其效果类似于透镜对光线的折射作用，称为引力透镜效应。早在1911年爱因斯坦即提出远方恒星的光线掠过太阳表面时会发生微小的偏转，1919年5月25日英国天文学家爱丁顿率领的观测队在非洲普林西比岛通过日全食观测验证了这一结果。这是引力透镜效应的最初概念。产生引力透镜效应的中间天体叫做前置天体。这一效应可能产生双重像或多重像，这些像有相同的光谱结构和谱线位移量。特殊情况下，远方天体的像会形成环状(爱因斯坦环)。

弱场近似

除了光线在接近史瓦西半径外，一般引力透镜所对应的引力都很弱，因而gmm/r＜＜mc2，弱场条件成立。所以可以用牛顿理论来近似描述。上面的推导都是在弱场近似的条件下进行的。值得一提的是，弱场近似并不意味着弱透镜。对于强透镜而言，弱场近似也是适用的，因为在远离史瓦西半径的位置gmm/r＜＜mc2也是成立的。

薄镜近似

在真实世界中，没有一种透镜是没有厚度的。在对引力透镜进行成像分析时，如果要将透镜本身的尺度考虑进去的话，这是一件相当麻烦且没有必要的事情。当源到透镜的距离，观测者到透镜的距离远远大于透镜本身的尺度时，常常忽略其厚度而将其沿视线方向的质量密度压缩到与视线垂直的二维平面上。在透镜尺度较小时——如恒星级、星系和星系团级的引力透镜——薄镜近似明显成立。而对于大尺度的引力透镜，这种近似也是适用的。因为对于低红移天体，引力透镜效应是体现不出来的；而对于高红移天体，暗晕的尺度与观测者到背景源的距离相比也是可以忽略的，因而大尺度结构一般只产生弱引力透镜，薄镜近似就同样合理。

小角近似

小角近似完全是数学上的处理方法。观测结果显示，观测角（θ）、光线偏折角（α）都是在“秒”甚至“毫秒”的量级，完全可以将其看做小角度。因此，对推导中用到的三角函数作近似sinθ≈θ,tanθ≈θ（对于α、β也一样）后，表达式大大得到简化，一些积分也能得出解析表达式。

几何近似

根据波粒二象性，光子并不总是沿直线传播的。在遇到障碍物时，光波还会发生衍射，此时光的传播方向将会发生明显偏转。但在处理引力透镜现象时并没有考虑光的波动性。原因在于透镜的尺度远远大于光波的波长，此时几乎没有衍射发生，因此可以用几何光学来处理透镜问题。