爱因斯坦透镜和爱因斯坦环
在探测宇宙方面的另一个强大的工具是使用引力透镜和“爱因斯坦环”。
早在1801年，柏林天文学家约翰·乔治·冯·索尔德纳（Johan Georg von Soldner)就已经能够计算出，太阳的引力可能使恒星的光发生偏转。（尽管由于 索尔德纳严格采用了牛顿学说，他少了一个关键的因数2。爱因斯坦写道：“这 种偏转一半是由于太阳的牛顿引力场造成的，另一半是由太阳对空间的几何修正〔‘曲率’〕造成的。”）
1912年，就在他完成广义相对论之前，爱因斯坦还考虑过是否可以把这种 偏转当做一个“透镜”，就像你的眼镜在光线到达你的眼睛之前使它发生偏转一 样。1936年，一位捷克工程师鲁迪·曼德尔（Rudi ManrU)写信给爱因斯坦，问他 引力透镜是否可以把来自附近恒星的光放大。回答是可以，但是由于他们的技术所限，还不能探测到。
爱因斯坦还特別意识到，你可能会看到光学错觉，例如同一个客体的双影， 或还有一个因畸变而形成的光环。例如，当从非常遥远的星系发出的光经过我 们的太阳时，光束会先从太阳的左右经过，再合拢来达到我们的眼睛。当我们盯 住遥远星系看的时候，我们看到的会像一个环，这是由广义相对论造成的光学错 觉。爱因斯坦的结论是：“直接观察到这一现象的希望不大。”事实上，他写道: 这项工作“没什么价值，只是能让可怜人（曼德尔）有点成就感”。
40多年以后，在1979年，英格兰约代尔邦克（Jordel Bank)天文台的丹尼斯· 沃尔士（Dennis Walsh)首次发现了透镜作用的局部证据，他是双类星体Q 0957 + 561的发现者。1988年，从射电源MG 1131 +0456观测到第一个爱因斯坦环。 1997年，哈勃空间望远镜和英国的MERLIN射电天文望远镜阵通过对遥远星系 1938 +666进行分析，捕捉到了第一个完整圆形的爱因斯坦环，再一次证实了爱 因斯坦的理论。（这个环非常小，只有1弧秒〔1"?〈1/3 600>°〕，或大致相当于 从两英里〔3. 22千米〕以外看一硬币的大小。）目睹了这一历史性事件的天 文学家们这样描述他们的兴奋心情：“第一眼看去，它像是人为造成的，我们还 以为它是图像的某种缺陷，但后来我们意识到，我们看到的正是一个完善的爱 因斯坦环!”曼彻斯特大学的伊恩·布朗（Ian Brown)博士说。
今天，爱因斯坦环已成为天体物理学家手中一件必不可缺的武器。在外太 空中已经发现了约64个双类星体、三类星体以及多类星体（爱因斯坦透镜作用 造成的幻象），或者说，每500颗观察到的类星体中就有一颗。
甚至不可见形式的物质，如暗物质，也可以通过分析它们所造成的光波畸变 而“看到”。用这种方法，人们可以凑成一些显示宇宙中暗物质分布情况的“地 图”。由于爱因斯坦透镜作用会歪曲星系团，造成大的弧形（而不是环形），这就 有可能对这些星系团中暗物质的分布情况进行估计。1
986年，国家光学天文台 (National Optical Astronomy Observatory)、斯坦福大学以及法国南比利牛斯天文 台（Midi-Pyrenees Observatory)发现了首批巨大的星系弧（galactic arcs)。从那以 后，已经发现了大约100个星系弧，
其中最令人惊叹的是在Abell 2218星系团中。
爱因斯坦透镜还可以被当做一种独立的方法，对宇宙中MACHOs(重的紧凑 的光环物体，包括死恒星、黄矮星和尘埃云）的数量进行测量。1986年，普林斯 顿大学的波丹*帕钦斯基（Bohdan Paczynski)意识到，如果MACHOs在恒星面前 经过的话，它会放大它的亮度，造成第二个图像。
20世纪90年代初期，几支科学家队伍（如法国的ER0S,美国-澳大利亚的 MACH0，以及波兰-美国的OGLE)把这一方法应用到银河系的中心，并发现了 500多个微透镜现象（比预料的要多，因为其中有些物质是由低质量恒星构成 的，而不是真正的MACHOs)。这种方法还可以用来寻找围绕其他恒星转的太阳 系以外的行星。由于行星可以对其母恒星的光产生微弱但观察得到的引力作 用，所以原则上爱因斯坦透镜作用是可以探测到它们的。用这一方法已经找到 几个太阳系以外的行星候选对象，其中有些位于靠近银河系中心的地方。
利用爱因斯坦透镜甚至可以测量到哈勃常数和宇宙常数。哈勃常数可以通 过做一项微妙的观察测得。类星体会随着时间而忽明忽暗；由于双类星体是同 一个对象的两个影像，我们可以预料它会以同样的速率摆动。实际上，这些双类 星体摆动的步调并不十分统一。利用对物质分布的已有了解，天文学家可以计 算时间延迟与光线达到地球的全部时间之比。通过测出双类星体亮起来的时间 延迟，就可以进而计算出它离开地球的距离。知道了它的红移，就可以计算出哈 勃常数。（这个方法被应用到了类星体Q 0957 +561，发现它离地球大约有140 亿光年。A那以后，又对另外7颗类星体进行了分析，用以计算哈勃常数。在误 差范围之内，这些计算都与已知结果相符。有意思的是，这种方法完全不依赖于 恒星的亮度，像造父变星和I a型超新星，从而成为对结果进行单独核对的 方法。）
宇宙常数可能掌捤着通往我们这一宇宙未来的钥匙，它也可以用这种方法 测得。计算方法有些粗糙，但也还是与其他一些方法相吻合的。由于宇宙的总 体积在10亿年前要小些，在过去找到能够形成爱因斯坦透镜的类星体的可能性 也更大些。因此，测定宇宙演进过程中各个不同时期双类星体的数量,就可以大 体计算出宇宙的总体积，由此而得出在推进宇宙扩张方面起作用的宇宙常数。 1998年，哈佛史密斯索尼亚天文中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)的天文学家对宇宙常数做了第一次粗略估算,并得出结论，它可能 构成了不超过宇宙全部物质/能量含量的62%。（实际的WMAP结果为73%。）
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