星空之眼：通過強引力透鏡一窺暗物質的本質

文章來源：科學人微信公眾號

近日，國家天文台舒軼平博士和毛淑德研究員（兼清華大學教授）及其合作者利用哈勃太空望遠鏡的觀測數據，發現了17個全新的星系強引力透鏡系統（見文中圖片）。這一樣本對研究暗物質的本質以及高紅移萊曼alpha發射體有著重要意義；這也是中國天文學家首次利用哈勃望遠鏡發現星系尺度的引力透鏡系統。

科學人邀請研究者國家天文台舒軼平博士撰文，講講這特殊的「透鏡」——「引力透鏡」。

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引力透鏡效應模擬圖。圖片來源：BlackHole_Lensing

說起光學透鏡，想必大家一定不會陌生。眼鏡、放大鏡、照相機等各種日常器件中都有它的蹤影。它利用的原理是光在不同介質中的傳播速度不同，因此從一個介質進入另一個介質時會發生折射。我們還知道透鏡可分為兩大類——凸透鏡和凹透鏡。凸透鏡會將光線匯聚，凹透鏡則相反，會對光線有發散作用。在浩渺的星空中，同樣存在著一類特殊的「透鏡」，它們也可以改變光線的傳播方向。更為重要的是，這類透鏡還是一桿天然的「秤」，可以幫助我們精確地測量出宇宙中遙不可及的各類天體的質量。

這個透鏡就是所謂的「引力透鏡」。

讓我們把時鐘撥回到一個世紀以前。艾爾伯特·愛因斯坦，這個被公認為20世紀最偉大的科學家，在構建他著名的廣義相對論時，研究了光線在引力場中的運動。他指出引力場會使得光的傳播速度變慢，從而等效地使周圍的時空變成了一個碩大的「透鏡」。其實這一觀點本身並不新奇，另外一個閃耀人類歷史的天才——艾薩克·牛頓爵士早在200多年前就用他的萬有引力定律計算過。不過愛因斯坦預言光線的偏折角應為牛頓理論預言值的兩倍。隨後在1919年發生的日全食中，亞瑟·艾丁頓和弗蘭克·戴森各自帶領研究團隊拍攝了太陽附近天體的位置，並與太陽不在這一片天區時進行對比，證實了愛因斯坦廣義相對論的預言才是正確的。

這一結果使得愛因斯坦和他的廣義相對論風靡全球。不過，愛因斯坦本人當時對這一偏折效應並不怎麼上心，因為他只考慮了光線經過恆星時的情況，這種情況下的偏折角非常微小，愛因斯坦認為這個效應幾乎是不可觀測的。但在一個業餘工程師魯迪·曼德爾的一再請求下，最終愛因斯坦很不情願地在《科學》雜誌上發表了一篇簡短的文章，指出在碰撞參數很小的情況下，恆星會像光學透鏡一樣，將背景天體的光匯聚成多重像甚至圓環（被稱為愛因斯坦環）［1］。幾乎在同一時間，另外一位偉大的天文學家弗里茨·茲威基在《物理學評論》上發表一篇文章，提出如果考慮星系而非恆星，會更有可能觀測到這一效應［2］。

「馬蹄鐵」透鏡。

這個前景天體（也被稱為透鏡）把背景天體（也被稱為源）發出的光匯聚，進而形成多重像甚至是完整的愛因斯坦環的現象，就是本文所要介紹的強引力透鏡效應。事實證明這一現象是可以被觀測到的。從1979年發現第一例［3］至今，已知的強引力透鏡事例達到了幾百起。上圖所示的就是一個非常著名的強引力透鏡系統——「馬蹄鐵」透鏡，其中背景源發出的光受前景透鏡星系的引力作用，匯聚成了一個幾乎完整的愛因斯坦環。需要注意的是，強引力透鏡事例並不簡單的是廣義相對論的一個極佳驗證，它還有著更為深刻的應用。由於質量越大，引力場就越強，光線的偏折程度也越明顯，這使得強引力透鏡成為了最為有效地測量天體質量的手段之一，有望幫助我們破解與神秘莫測的暗物質有關的謎題。

不計其數的觀測事實表明，現有宇宙接近四分之一的質量是以暗物質的形式存在的。剩下的四分之三為暗能量和普通的重子物質［4］。暗物質被認為只參與引力作用，因此本身不發出任何電磁輻射，無法被尋常望遠鏡所「捕捉」，這也是它為稱為暗物質的原因。受限於此，我們對宇宙的這一重要組成成分的了解還非常不足。許多大尺度上的觀測事實表明暗物質的運動速度遠小於光速，即是所謂的冷暗物質。但是在小尺度上，冷暗物質的模型似乎不那麼給力。

其中一個未解的謎題是「衛星星系缺失問題」。現在普遍認為宇宙的結構是自小而大，等級形成的——在大星系的周圍，我們預期會存在大小不一的衛星星系。然而我們對銀河系衛星星系的觀測結果表明，小質量的衛星星係數目遠遠低於冷暗物質模型所預言的結果［5，6，7］。這一偏差存在兩大可能性，一是冷暗物質模型不正確，小質量的衛星星系沒有預言的那麼多；抑或者許多主要由暗物質組成的衛星星系（以下稱之為暗物質子暈）太暗，沒能被觀測到。不論是哪一種可能，系統性的測量出暗物質子暈的數目和質量分布將解決這一遺留問題，進而揭示暗物質粒子的本質。

由於自身極其微弱的電磁輻射，現有觀測手段是無法直接看到暗物質子暈的。而對引力敏感的強引力透鏡現象為探測暗物質子暈提供了一個行之有效的間接途徑。利用強引力透鏡，人們已經能精確地測量出星系的質量分布輪廓。理論上說，透鏡星系中的暗物質子暈的引力也會產生相對較弱但依然可觀測的引力透鏡信號，從而「暴露」它們的蹤跡。

特別是，能否探測到小質量的暗物質子暈，對區分不同的暗物質模型有著決定性意義。根據中國科學院國家天文台李然副研究員最近的一項研究工作，不同的暗物質模型對暗物質子暈的預言在大質量端幾乎一致，只有在小質量處（低於一億個太陽質量）才有明顯的區別［8］。最近幾年，一些工作陸續發現了暗物質子暈存在的證據［9，10，11，12，13，14］，但所找到的暗物質子暈的質量都在一億個太陽質量以上，無法成為判定暗物質本質的決定性依據。

想要找到上述決定性的依據，我們就必須找到更多強引力透鏡的實例，「照亮」那些透鏡星系中的小質量暗物質子暈。正是在這樣的背景下，我和我的博士導師---美國猶他大學的Adam Bolton教授特別挑選出了一個包含187個候選者的強引力透鏡樣本。

有研究表明，背景天體的尺寸越小，能探測到的透鏡天體中暗物質子暈的質量就越低［15］。我們所挑選樣本中的背景天體都是所謂的萊曼alpha發射體。它們是一類由年輕恆星組成的小質量星系，發出很強的萊曼alpha輻射（萊曼alpha輻射是氫原子從第一激發態躍遷回基態所發出的輻射），同時被認為是大質量星系的種子星系。與現有的強引力透鏡樣本相比，萊曼alpha發射體的特徵尺寸小3到5倍，從而能將暗物質子暈的質量探測靈敏度提高1個數量級左右。

隨後，我和我的合作者們申請到了哈勃太空望遠鏡的觀測時間，對這一樣本中21個最高質量的候選者進行了後續觀測。

太空望遠鏡獲得的21個強引力透鏡候選者的圖像數據。每一幅小圖中心橘黃色是前景的透鏡星系，圍繞著透鏡星系的藍紫色結構是背景萊曼alpha發射體的多重像。

上圖所示的就是哈勃太空望遠鏡拍攝到的我們的強引力透鏡樣本的圖像。每幅小圖分別對應一個候選者，上方以「SDSSJ」開頭的一串字元是候選者的名字，中心橘黃色的成分是前景星系，它周圍藍紫色的結構就是背景萊曼alpha發射體的像（註：像的顏色是被人為地調成了藍紫色，以便更好的和前景星系區分開）。

我們發現除了4個候選者（即SDSSJ005409.97+294450.8，SDSSJ151641.22+495450.7，SDSSJ152926.41+401548.8和SDSSJ224505.93+004018.3）外，其它的17個候選者都呈現出多重像、長弧，甚至幾乎完整的愛因斯坦環的結構，證實了它們為強引力透鏡系統。

可以看到，由於我們挑選給哈勃太空望遠鏡觀測的是21個最高質量的候選者，這個樣本的透鏡成功率超過了80%（17/21）。根據經驗，我們所採用的挑選強引力透鏡候選者的方法一般有50%左右的透鏡成功率。因此我們預計剩下的166個候選者中，還有70個左右的強引力透鏡系統。對它們的後續觀測，將能進一步的擴大樣本範圍，增加可能探測到的暗物質子暈的數目。

這項發現已經正式發表在天體物理學報上［16］。找到這些強引力透鏡樣本，只是我們研究工作中的一個步驟，接下來我們計劃在這個精心挑選的強引力透鏡樣本中系統性地搜尋暗物質子暈，並與數值模擬的預言結果進行比對。我們期待未來的這些工作能夠破解「衛星星系缺失問題」，加深我們對暗物質本質的認識。

（編輯：Steed；排版：Sol_陽陽）

參考文獻：

［1］Einstein，Albert， Science， 1936， 84， 506

［2］Zwicky， Fritz， Physics Review，1937， 51， 290

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［16］Shu，Yiping， Bolton， A。， Mao Shude， et al。， 2016， The Astrophysical Journal， 833， 264