第312章 引力透镜的用处

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1986 年，着名天体物理学家 Paczynski 在一篇论文中首次正式引入了“微引力透镜”这个称呼，并对其理论作了全面的阐述。此后，这一领域得到了迅速发展。

最早，寻找微引力透镜现象的人主要想通过它来研究银河系伴星系中那些一小团一小团的暗物质。但在最近几年里，人们发现，微引力透镜实际上是寻找地外行星的一种有效手段。通过观测恒星的亮度变化，可以推测出是否存在围绕其运行的行星。

想法其实很简单：当近处的恒星（充当透镜）与背景恒星在天球上近距离擦身而过时（实际上它们之间的距离很远，但从我们的视角来看，两颗恒星在天空中的位置几乎重合），背景恒星的亮度会因为透镜效应而突然发生变化。如果那颗充当透镜的恒星并非孤单一人，而是拥有一颗或多颗伴侣，那么它对背景恒星产生的光变就会呈现出独特的特征。通过建立数学模型并拟合数据，科学家们能够确定行星系统与恒星之间的距离以及行星与恒星的质量比例。

这种寻找外星行星的方法具有极大的吸引力。首先，该方法对行星的质量不太敏感，与其他只能观测较大外星行星的方法不同。微引力透镜让我们有可能追踪到地球质量级别的行星。

这个方法其实对于行星相对于恒星的位置十分敏感，然而最容易探测到的一些区间，恰恰与最有可能会存在生命的行星所出在的区间相类似。

不过，要实现这样的观测却面临着巨大的挑战。首先，恒星之间的引力透镜现象极其罕见，需要观察数百万颗麦哲伦云中的恒星才能有幸目睹一次。其次，行星系统的微引力透镜现象可视为由恒星引发的主光变，再加上由行星引起的次级光变。然而，这一过程中的次级光变持续时间极短。更糟糕的是，尽管通过这种方法可以观测到行星，但随后由于两颗恒星逐渐远离，我们几乎无法进行追踪观测。

尽管如此，科学家们依然保持乐观态度。当初爱因斯坦曾断言这些事件完全不可能被观测到，但如今我们已能以较高的精度观测到它们。或许在不远的将来，上述种种困难都将迎刃而解。

引力透镜分为强和弱两种类型，但这种分类方法并不完全准确。实际上，这很大程度上取决于我们能否通过肉眼观察到背景天体的像发生了扭曲。如果能明显地看到扭曲现象，那么这个引力透镜就可以被归类为强引力透镜；反之，如果无法看出明显的变化，则可归为弱引力透镜。然而，这种简单的划分方式并不能完全描述引力

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