Gravitational Lensing: A Natural Cosmic Telescope

引力透镜：天然宇宙望远镜

知识方舟 · 宇宙 · 第10章 / 第06篇

一架由引力构成的望远镜。

遥远星系可能看起来被拉伸成弧线、在天空中重复出现，或被放大到足以被观测到。改变其外观的前景质量，也留下了关于我们无法直接看见的宇宙的线索。

弯曲的光路隐藏的质量遥远世界
A gravitational lens Illustrative cluster galaxies and tangential background arcs. Gravity brings distant light into viewA schematic lensForeground clusterBackground arcsNot observed data
星系团的引力可以将背景星系变成放大的弧线。这幅插图旨在展示这一概念，而非对应某个实际观测到的星系团。[1]
一个光源，多个视角不同的光路径可以产生同一个天体的多个影像。
质量会留下印记畸变有助于重建沿我们视线方向分布的物质。
模型将线索联系起来影像、距离和亮度变化揭示了故事的不同部分。
引力透镜：天然的宇宙望远镜

如果视野本身就是证据呢？

望远镜图像中的异常弧线，可能是一个熟悉类型的星系，只是通过一条陌生的路径被我们看到。在抵达我们之前，它发出的光穿过了一个区域，在那里，引力改变了天体位置与其在天空中表观位置之间的关系。

理解这种关系，可以同时开启两项研究：遥远的光源是什么样的？它与我们之间有什么？引力透镜将两者联系起来。

原理

一个天体怎么会看起来出现两次？

在广义相对论中，物质和能量塑造时空，自由传播的光沿着称为零测地线的路径前进。在局部范围内，光仍沿着可行的最直路径传播。然而，穿过弯曲区域时，这条路径在连接光源与观测者的图示中未必看起来是直线。[2]

前景星系可以让来自同一个背景光源的光沿不同路径到达我们。我们为每条到达的光线分配一个天空中的方向，因此该光源可能出现在多个位置。这些是同一个天体的不同影像。[3]

Two paths from one source Solid rays meet one observer. Dashed extensions locate apparent images.One source. More than one image.The observer traces arriving light back across the sky.Image AImage BOne sourceObserverForegroundlensLight paths toward the observerApparent directions continued backwardImages A and B show the same background source.Thin-lens schematic • Distances and angles not to scale
虚线延伸部分表示表观观测方向，并不是光实际经过的额外路径。[3]

爱因斯坦环是一种特殊的排列：光源几乎正好位于一个具有适当对称性的引力透镜后方。排列不够精确，或质量分布更为复杂时，就会产生其他图案，包括部分弧线和彼此分离的多个像。[4]

签名

效应显现的三种方式

强引力透镜、弱引力透镜和微引力透镜这些标签描述的是彼此相关的观测情形。强透镜会产生显著的成像结构；弱形变通过统计方法显现；而当各个像彼此过于接近、无法分辨时，微引力透镜通常会通过亮度变化被识别。[4]

One effect, different observations Strong, weak and microlensing describe different observable signatures.One effect, different observationsWhat can we resolve, and what can we measure?STRONGResolved arcs ormultiple imagesWEAKMany galaxy shapesA statistical signalBeforeAfterMICROLENSINGUsually unresolved imagesChanging total brightnessBrightnessTimeSchematic signals • Weak shape changes exaggerated
同一引力效应的三种表现。为便于理解，弱形变经过了夸张处理。[4]

这些类别可能会相互重叠。星系团可能在其中心附近产生强弧，同时对更宽广视场中的背景星系造成较弱的形变。这些观测结合起来，有助于约束其在不同尺度上的质量分布。[5]

背景源

天然望远镜究竟能改善什么？

引力透镜可以增大天体的表观面积和接收光总量。拉伸通常在一个方向上更明显，因此可以在该方向上揭示源的更精细结构。因此，所说的放大倍数并不意味着图像在各个方向上的分辨率都得到同等提升。[3]

放大作用会保持表面亮度不变。对于透明透镜，在通常的几何光学处理下，引力透镜不会增加来自同一光源单位表观面积的接收光量。更大的像可以带来更多的总光通量。此比较假设观测波段和源红移相同；宇宙学变暗效应仍然存在。[2]

哈勃的星系团望远镜

Frontier Fields 项目观测了六个大质量星系团及其相邻的深场。星系团的放大作用使原本暗淡的背景星系进入观测范围，而邻近视场则在没有相同星系团透镜配置的情况下提供了深度观测。两者结合，拓展了对遥远星系群体的研究。[1]

韦布望远镜与 Cosmic Gems

一项 2024 年的研究利用 JWST 分辨出了高度放大的 Cosmic Gems 弧中的五个致密星团。该星系估计约为 10.2 的红移值来自这项研究中的测光数据。要重建这些星团的本征大小和亮度，需要对前景透镜进行建模。[6]

放大倍数本身必须进行估算。不同的星系团模型可能对整体质量分布给出相近的结果，却对某个特定成像位置的放大倍数作出不同预测。这种不确定性也会影响对原始源有多暗、多小或多明亮的判断。[7]

逆向推理

重建透镜与源

透镜模型必须用一个一致的前景质量与背景光分布来解释观测到的图像位置和形状。下面这些熟悉的方程描述了理想化的起点；真实的星系和星系团需要使用延展的质量分布。

透镜方程与爱因斯坦角

在薄透镜近似下，角位置映射为 β = θ − (Dls/Ds)α̂(θ)。这里 β 是未受透镜影响的源方向，θ 是图像方向，α̂ 是物理偏转角。这些角度是天空平面上的二维向量。[8]

对于弱场近似下的点质量，α̂ ≈ 4GM/(bc²)，其中 b 是冲击参数，G 是引力常数，M 是质量，c 是光速。点透镜的爱因斯坦角为 θE = √[(4GM/c²)Dls/(DlDs)]，单位为弧度。在这个弱引力场中仍可能发生“强引力透镜效应”：这一名称指的是形成多个像。[8]

Dl、Ds 和 Dls 是角直径距离，分别表示从观测者到透镜、从观测者到源，以及从透镜到源的距离。在膨胀的宇宙中，Dls 通常不等于 Ds − Dl；它是使用所采用的宇宙学模型计算得出的。[9]

出色的拟合并不总能确定唯一的质量分布。质量片简并说明了这一问题：对于单一源平面，对透镜质量和重建源尺度进行协调变化，可以在改变推断出的放大率和时延距离的同时，保持图像位置和形状不变。恒星运动等测量可以提供额外约束。[10]

从众多星系到质量图

读取弱引力透镜效应的微弱模式

大多数背景星系不会变成戏剧性的弧。它们的形状只会发生细微变化，而其原始形状是未知的。通过结合许多星系，天文学家估计出一种连贯的畸变模式，称为剪切。这种统计测量依赖于约化剪切，g = γ/(1 − κ)，其中 γ 描述剪切，κ 描述引力透镜会聚。在足够弱的极限下，g 近似等于 γ。[11]

围绕一个星系团，平均切向畸变约束着其投影质量分布。不同于一些基于气体温度或星系运动的方法，引力透镜效应不要求星系团处于平衡状态。不过，它仍需要经过校准的测量、源的距离信息，以及对视线方向上投影物质的关注。[5]

在更大的区域内，宇宙剪切以统计方式探测前景结构。按红移对背景星系进行分组可以增加深度信息：更远的源会穿过宇宙中更长的路径进行采样。这种层析利用对前景物质广泛且相互重叠的敏感性，而不是为每个质量元素指定一个精确的三维位置。[12]

什么可能会模仿这种信号？

望远镜光学系统和大气模糊会改变形状；相互重叠的星系图像会使测量更加复杂；不确定的红移会改变推断出的几何关系。星系还可能与其周围环境自然排列，从而产生本征排列。精密分析会对这些效应进行建模，同时考虑气体和恒星反馈导致的小尺度物质结构变化。更多星系可以减少随机噪声，但不会自动消除共同的校准误差。[13]

2025 KiDS-Legacy分析说明了这项工作的重要性。改进的红移校准、图像处理和建模帮助得出了与普朗克相容的基线宇宙学约束。引力透镜与宇宙微波背景提供了有价值的比较；在所有分析中，它们并没有表现出一种普遍的不一致。[14]

恒星不断变化的光

通过微引力透镜寻找行星

当一个紧致的前景天体经过我们指向背景恒星的视线附近时，其不断变化的排列关系可能产生微引力透镜光变曲线。这些图像通常无法分辨，但它们的总亮度会发生变化。孤立点透镜与简单的相对运动会产生近似对称的上升和下降；伴星、源的有限大小以及其他效应会使这一理想形状变得复杂。[15]

绕透镜恒星运行的行星可能引入一个短暂的额外特征。天文学家会比较不同模型，以检验行星伴星是否能解释这一特征。推断出的行星与恒星的质量比以及投影分离距离是有用的线索，但它们并不自动等同于行星的绝对质量，也不能构成完整的轨道信息。密集观测至关重要，因为相互竞争的配置可能产生相似的特征。[16]

持续时间不是质量测量值

较长的事件可能反映出质量巨大的透镜、较慢的相对运动，或特定的距离配置。仅凭事件持续时间无法区分这些情况。同样的推理也意味着，短事件不能自动证明存在一颗孤立行星。[15]

表观位置也会移动

未分辨成像的合并光线可能会使其表观中心发生偏移。这种天体测量微引力透镜效应结合亮度测量和视差数据，有助于约束透镜的质量和距离。必须考虑附近的混合恒星，因为它们也可能使测得的光心发生偏移。[17]

比较光与引力

引力透镜告诉我们的不可见物质信息

引力透镜响应的是总物质的引力：恒星、气体以及任何暗成分。彩色质量图是根据这些引力效应重建的结果。将其与可见物质的独立测量结果进行比较，天文学家才能推断出暗物质成分。[5]

子弹星系团提供了一个引人注目的例子。两个星系团碰撞后，其炽热且发出 X 射线的气体与星系的主要集中区域发生了偏离。引力透镜重建出的质量峰大致沿着星系分布，而不是沿着气体分布；后者包含了观测到的普通物质中的大部分。在广义相对论框架内，这种分离为存在额外的不可见质量提供了有力证据。[18]

它并不能确定某种暗物质粒子，也不能证明暗物质绝不可能与自身相互作用。对这类相互作用的限制取决于并合模拟，以及是否能将质量和星系的位置与观测结果进行一致比较。[19]

质量较小的集中体也能显著扰动强引力透镜成像。它们的丰度和性质可以检验暗物质模型，包括小型晕的分布。要解释这些扰动，需要仔细处理主透镜、背景源、普通物质以及沿光路分布的其他结构。[20]

不同路径，不同到达时间

利用透镜测量宇宙距离

如果一个多重成像类星体的亮度发生变化，同样的变化可能会在不同时间出现在它的各个像中。这些路径在几何形状和引力延迟方面都存在差异。监测重复出现的变化模式可以测量这些时间延迟；然后，透镜模型会将它们与绝对距离尺度联系起来。[21]

Δt = (DΔt/c)Δφ

这里的 Δφ 是模型中无量纲的费马势差，综合反映路径几何和引力延迟。时间延迟距离为 DΔt = (1 + zl)DlDs/Dls，其中透镜红移为 zl。在其余宇宙学参数固定时，该距离与 H₀ 成反比变化。[21]

该方法在不同于本地距离梯的假设下测量宇宙膨胀。其解读仍取决于透镜质量分布、恒星运动和前景结构。TDCOSMO合作组2025年的分析将八个具有时间延迟的类星体与更新后的观测数据结合起来，并对这些因素采用灵活的建模方法。其结果是有条件的推断，而不是所有引力透镜都能独立给出的单一确定值。[22]

精确计时只是测量的一部分。在将测得的时间延迟转化为精确的宇宙膨胀估计之前，还需要准确描述透镜的质量。[21]

观测前沿

更多图像——以及更好的解读方式

Rubin：反复观测的天空

Vera C. Rubin天文台于2026年6月启动了时空遗产巡天。其重复的多色成像将变化中的天体和大量星系纳入同一观测计划。LSST是该巡天的名称；Rubin是执行该巡天的天文台。[23]

Euclid：绘制运行中的巡天图

Euclid自2024年2月起开展常规科学观测。其可见光成像测量星系形状，而近红外观测则提供测光和光谱数据。这些互补测量支持对物质结构和宇宙膨胀的研究。[24]

Roman：筹备互补的引力透镜巡天

NASA 2026年9月的更新显示，南希·格雷斯·罗曼空间望远镜正在前往日地L2点的途中进行调试。[25]其计划观测包括用于弱引力透镜研究的大视场星系成像，以及对银河系核球方向恒星的重复监测，以研究微引力透镜。这些项目利用同一种物理效应，研究截然不同的对象：宇宙结构和行星系统。[26]

随着样本不断扩大，关键在于更紧密地关联观测结果：将形状与红移、质量图与气体和恒星、亮度变化与详细的透镜模型联系起来。这些关联的质量决定了每个新引力透镜能够提供多少物理信息。

研究和任务状态核查日期：2026年9月8日。

来源及延伸阅读

原始研究、科学综述和官方巡天信息。于 2026 年 9 月核查。原始插图解释了透镜几何和观测特征；它们不是望远镜图像或测量数据。

  1. NASA / ESA / STScI——哈勃前沿场和并行场介绍了前沿场计划观测的六个星系团场及其邻近的深场。
  2. Perlick（2004；arXiv 2010），《从时空视角看引力透镜》光样测地线以及表面亮度对红移的精确依赖关系。
  3. Treu（2010），《星系的强引力透镜》放大率有助于观测遥远源，而源重建和源选择则需要透镜模型。
  4. Wambsganss（1998），《天文学中的引力透镜》强透镜成像、弱统计畸变和未分辨的微引力透镜效应描述了相关的观测状态。
  5. Umetsu（2020），《星系团—星系弱引力透镜》星系团透镜效应可以探测投影总物质，而无需假设动力学或流体静力学平衡。
  6. Adamo 等（2024）——大爆炸后 4.6 亿年观测到的透镜星系中的束缚星团韦布望远镜分辨出了 Cosmic Gems 弧中的致密星团，其物理性质是通过透镜建模推断的。
  7. Raney 等（2020）——前沿场质量和放大率的系统误差与统计误差表明，不同的质量模型可以在整体分布上相符，却预测出不同的局部放大率。
  8. Narayan 和 Bartelmann（1996），《引力透镜讲义》点质量偏折、薄透镜方程和爱因斯坦角。
  9. Hogg（1999，2000 年修订），《宇宙学中的距离测量》透镜方程中使用的角直径距离并不是简单相加的。
  10. Schneider 和 Sluse（2013），《质量片退化、幂律模型与外部会聚》不同的透镜质量分布可以重现相同的成像几何，同时改变放大率和推断出的距离。
  11. Bartelmann 和 Schneider（2001），《弱引力透镜》星系形状约束约化剪切；会聚和剪切共同决定放大率。
  12. Hu（1999），《利用弱引力透镜进行功率谱层析》源红移分箱通过相互重叠的透镜核函数增加深度信息。
  13. Mandelbaum（2018），《用于精密宇宙学的弱引力透镜》形状校准、点扩散函数、红移分布、混合源、内禀排列和重子效应。
  14. Wright 等（2025）——KiDS-Legacy 宇宙剪切约束一项已完成的弱引力透镜巡天展示了红移校准、本征取向与气体反馈建模的重要性。
  15. Mao（2012 年）— 引力微透镜的天体物理学应用无法分辨的多重成像会产生变化的总亮度；事件持续时间取决于质量、距离与相对运动。
  16. Tsapras（2018 年）— 系外行星微引力透镜搜索行星会扰动微引力透镜成像，留下短暂的光变曲线特征，需要进行仔细建模并开展高密度观测。
  17. Sahu 等（2022 年）— 暗星体遗迹造成的天体测量微引力透镜效应变化中的光心为约束微透镜的角尺度与质量提供了另一种方法。
  18. Clowe 等（2006 年）— 暗物质存在的直接实证比较了子弹星系团的透镜峰与星系以及发生位移的 X 射线辐射气体。
  19. Robertson、Massey 与 Eke（2017 年）— 子弹星系团告诉我们关于自相互作用暗物质的什么信息？展示了并合建模与测量选择如何影响对暗物质自相互作用的限制。
  20. Vegetti 等（2024 年）— 作为暗物质探针的强引力透镜解释了其对小质量聚集体的敏感性，以及区分这些聚集体影响所需的建模方法。
  21. Birrer 等（2024 年）— 时延宇宙学重复的亮度变化、到达时间延迟与透镜模型共同约束绝对宇宙学距离。
  22. TDCOSMO 合作组（2025 年）— 强引力透镜时延的宇宙学约束现代时延分析将透镜成像、恒星运动与前景结构结合起来，同时允许采用灵活的质量分布模型。
  23. Rubin 天文台（2026 年）— 时空遗产巡天正在进行Rubin 于 2026 年 6 月开始为期十年的成像巡天，持续记录南天天空。
  24. ESA（2026 年）— Euclid 运行中的巡天Euclid 自 2024 年 2 月起开展常规科学观测，绘制星系分布图，以研究宇宙结构与膨胀。
  25. NASA（2026 年 9 月 7 日更新）— Roman 调试Roman 正在执行仪器检查与校准，同时向日地 L2 点航行。
  26. NASA — Roman 的弱引力透镜与微引力透镜科学Roman 旨在将宽视场弱引力透镜测量与对银河系微引力透镜事件的重复监测相结合。
继续探索 · 第 10 章

宇宙学与宇宙的大尺度结构

  1. 宇宙暴胀：理论与证据
  2. 宇宙网：丝状结构、空洞与超星系团
  3. 宇宙微波背景的精细结构
  4. 重子声学振荡
  5. 红移巡天与宇宙测绘
  6. 引力透镜：天然的宇宙望远镜 · 你在这里
  7. 测量哈勃常数：张力
  8. 暗能量巡天
  9. 各向异性与非均匀性
  10. 当前争议与悬而未决的问题
章节概览探索宇宙系列返回顶部 ↑
返回博客