关于暗物质学界的讨论颇多。而中国走在了该领域的前列。去年中国还专门发射了寻找暗物质的卫星——悟空。最近中国学者发表一篇文章专门介绍寻找暗物质的文章，称通过引力透镜去寻找暗物质。而此前本站也对暗物质进行过较多报道（链接），本文原引部分原文，还有原文出处和注释。感觉和我们写的论文差不多。有理有据有出处，做有态度，拒绝伪科学的网站，UFO-1不是随便一篇文章都转载的。

近日，国家天文台舒轶平博士和毛淑德研究员（兼清华大学教授）及其合作者利用哈勃太空望远镜的观测数据，发现了17个全新的星系强引力透镜系统（见文中图片）。这一样本对研究暗物质的本质以及高红移莱曼alpha发射体有着重要意义；这也是中国天文学家首次利用哈勃望远镜发现星系尺度的引力透镜系统。

　　科学人邀请研究者国家天文台舒轶平博士撰文，讲讲这特殊的“透镜”——“引力透镜”。

引力透镜效应模拟图。图片来源：BlackHole_Lensing

　　说起光学透镜，想必大家一定不会陌生。眼镜、放大镜、照相机等各种日常器件中都有它的踪影。它利用的原理是光在不同介质中的传播速度不同，因此从一个介质进入另一个介质时会发生折射。我们还知道透镜可分为两大类——凸透镜和凹透镜。凸透镜会将光线汇聚，凹透镜则相反，会对光线有发散作用。在浩渺的星空中，同样存在着一类特殊的“透镜”，它们也可以改变光线的传播方向。更为重要的是，这类透镜还是一杆天然的“秤”，可以帮助我们精确地测量出宇宙中遥不可及的各类天体的质量。

　　这个透镜就是所谓的“引力透镜”。

　　让我们把时钟拨回到一个世纪以前。艾尔伯特·爱因斯坦，这个被公认为20世纪最伟大的科学家，在构建他著名的广义相对论时，研究了光线在引力场中的运动。他指出引力场会使得光的传播速度变慢，从而等效地使周围的时空变成了一个硕大的“透镜”。其实这一观点本身并不新奇，另外一个闪耀人类历史的天才——艾萨克·牛顿爵士早在200多年前就用他的万有引力定律计算过。不过爱因斯坦预言光线的偏折角应为牛顿理论预言值的两倍。随后在1919年发生的日全食中，亚瑟·艾丁顿和弗兰克·戴森各自带领研究团队拍摄了太阳附近天体的位置，并与太阳不在这一片天区时进行对比，证实了爱因斯坦广义相对论的预言才是正确的。

　　这一结果使得爱因斯坦和他的广义相对论风靡全球。不过，爱因斯坦本人当时对这一偏折效应并不怎么上心，因为他只考虑了光线经过恒星时的情况，这种情况下的偏折角非常微小，爱因斯坦认为这个效应几乎是不可观测的。但在一个业余工程师鲁迪·曼德尔的一再请求下，最终爱因斯坦很不情愿地在《科学》杂志上发表了一篇简短的文章，指出在碰撞参数很小的情况下，恒星会像光学透镜一样，将背景天体的光汇聚成多重像甚至圆环（被称为爱因斯坦环）［1］。几乎在同一时间，另外一位伟大的天文学家弗里茨·兹威基在《物理学评论》上发表一篇文章，提出如果考虑星系而非恒星，会更有可能观测到这一效应［2］。

“马蹄铁”透镜。

　　这个前景天体（也被称为透镜）把背景天体（也被称为源）发出的光汇聚，进而形成多重像甚至是完整的爱因斯坦环的现象，就是本文所要介绍的强引力透镜效应。事实证明这一现象是可以被观测到的。从1979年发现第一例［3］至今，已知的强引力透镜事例达到了几百起。上图所示的就是一个非常著名的强引力透镜系统——“马蹄铁”透镜，其中背景源发出的光受前景透镜星系的引力作用，汇聚成了一个几乎完整的爱因斯坦环。需要注意的是，强引力透镜事例并不简单的是广义相对论的一个极佳验证，它还有着更为深刻的应用。由于质量越大，引力场就越强，光线的偏折程度也越明显，这使得强引力透镜成为了最为有效地测量天体质量的手段之一，有望帮助我们破解与神秘莫测的暗物质有关的谜题。

　　不计其数的观测事实表明，现有宇宙接近四分之一的质量是以暗物质的形式存在的。剩下的四分之三为暗能量和普通的重子物质［4］。暗物质被认为只参与引力作用，因此本身不发出任何电磁辐射，无法被寻常望远镜所“捕捉”，这也是它为称为暗物质的原因。受限于此，我们对宇宙的这一重要组成成分的了解还非常不足。许多大尺度上的观测事实表明暗物质的运动速度远小于光速，即是所谓的冷暗物质。但是在小尺度上，冷暗物质的模型似乎不那么给力。

　　其中一个未解的谜题是“卫星星系缺失问题”。现在普遍认为宇宙的结构是自小而大，等级形成的——在大星系的周围，我们预期会存在大小不一的卫星星系。然而我们对银河系卫星星系的观测结果表明，小质量的卫星星系数目远远低于冷暗物质模型所预言的结果［5，6，7］。这一偏差存在两大可能性，一是冷暗物质模型不正确，小质量的卫星星系没有预言的那么多；抑或者许多主要由暗物质组成的卫星星系（以下称之为暗物质子晕）太暗，没能被观测到。不论是哪一种可能，系统性的测量出暗物质子晕的数目和质量分布将解决这一遗留问题，进而揭示暗物质粒子的本质。

　　由于自身极其微弱的电磁辐射，现有观测手段是无法直接看到暗物质子晕的。而对引力敏感的强引力透镜现象为探测暗物质子晕提供了一个行之有效的间接途径。利用强引力透镜，人们已经能精确地测量出星系的质量分布轮廓。理论上说，透镜星系中的暗物质子晕的引力也会产生相对较弱但依然可观测的引力透镜信号，从而“暴露”它们的踪迹。

　　特别是，能否探测到小质量的暗物质子晕，对区分不同的暗物质模型有着决定性意义。根据中国科学院国家天文台李然副研究员最近的一项研究工作，不同的暗物质模型对暗物质子晕的预言在大质量端几乎一致，只有在小质量处（低于一亿个太阳质量）才有明显的区别［8］。最近几年，一些工作陆续发现了暗物质子晕存在的证据［9，10，11，12，13，14］，但所找到的暗物质子晕的质量都在一亿个太阳质量以上，无法成为判定暗物质本质的决定性依据。

　　想要找到上述决定性的依据，我们就必须找到更多强引力透镜的实例，“照亮”那些透镜星系中的小质量暗物质子晕。正是在这样的背景下，我和我的博士导师---美国犹他大学的Adam Bolton教授特别挑选出了一个包含187个候选者的强引力透镜样本。

　　有研究表明，背景天体的尺寸越小，能探测到的透镜天体中暗物质子晕的质量就越低［15］。我们所挑选样本中的背景天体都是所谓的莱曼alpha发射体。它们是一类由年轻恒星组成的小质量星系，发出很强的莱曼alpha辐射（莱曼alpha辐射是氢原子从第一激发态跃迁回基态所发出的辐射），同时被认为是大质量星系的种子星系。与现有的强引力透镜样本相比，莱曼alpha发射体的特征尺寸小3到5倍，从而能将暗物质子晕的质量探测灵敏度提高1个数量级左右。

　　随后，我和我的合作者们申请到了哈勃太空望远镜的观测时间，对这一样本中21个最高质量的候选者进行了后续观测。

　　太空望远镜获得的21个强引力透镜候选者的图像数据。每一幅小图中心橘黄色是前景的透镜星系，围绕着透镜星系的蓝紫色结构是背景莱曼alpha发射体的多重像。

　　上图所示的就是哈勃太空望远镜拍摄到的我们的强引力透镜样本的图像。每幅小图分别对应一个候选者，上方以“SDSSJ”开头的一串字符是候选者的名字，中心橘黄色的成分是前景星系，它周围蓝紫色的结构就是背景莱曼alpha发射体的像（注：像的颜色是被人为地调成了蓝紫色，以便更好的和前景星系区分开）。

　　我们发现除了4个候选者（即SDSSJ005409.97+294450.8，SDSSJ151641.22+495450.7，SDSSJ152926.41+401548.8和SDSSJ224505.93+004018.3）外，其它的17个候选者都呈现出多重像、长弧，甚至几乎完整的爱因斯坦环的结构，证实了它们为强引力透镜系统。

　　可以看到，由于我们挑选给哈勃太空望远镜观测的是21个最高质量的候选者，这个样本的透镜成功率超过了80%（17/21）。根据经验，我们所采用的挑选强引力透镜候选者的方法一般有50%左右的透镜成功率。因此我们预计剩下的166个候选者中，还有70个左右的强引力透镜系统。对它们的后续观测，将能进一步的扩大样本范围，增加可能探测到的暗物质子晕的数目。

　　这项发现已经正式发表在天体物理学报上［16］。找到这些强引力透镜样本，只是我们研究工作中的一个步骤，接下来我们计划在这个精心挑选的强引力透镜样本中系统性地搜寻暗物质子晕，并与数值模拟的预言结果进行比对。我们期待未来的这些工作能够破解“卫星星系缺失问题”，加深我们对暗物质本质的认识。

　　参考文献：

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

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

　　［3］Walsh，D， Carswell， R。， Weymann， R。， 1979， Nature，279， 381

　　［4］Planck Collaboration，Ade， P。， Aghanim， N。， et al。， 2016， Astronomy& Astrophysics， 594， 13

　　［5］Klypin，A。， Kravtsov， A。， Valenzuela， O。， & Prada， F。， 1999， The Astrophysical Journal， 522， 82

　　［6］Moore，B。， Ghigna， S。， Governato， F。， et al。， 1999， The Astrophysical Journal， 524， L19

　　［7］Bullock，J。， 2010， ArXiv e-prints，arXiv：1009.4505

　　［8］Li， R。，Frenk， C。， Cole， S。， et al。， 2016， MonthlyNotice of Royal Astronomical Society， 460， 363

　　［9］Vegetti，S。， Koopmans， L。， Bolton A。， et al。， 2010， MonthlyNotice of Royal Astronomical Society， 408， 1969

　　［10］Fadely，R。 & Keeton， C。， 2012， Monthly Noticeof Royal Astronomical Society， 419， 936

　　［11］Vegetti，S。， Lagattuta， D。， McKean， J。， et al。， 2012， Nature， 481， 341

　　［12］MacLeod，C。， Jones， R。， Agol， E。， & Kochanek， C。， 2013， The Astrophysical Journal， 773， 35

　　［13］Nierenberg，A。， Treu， T。， Wright， S。， et al。， 2014， MonthlyNotice of Royal Astronomical Society， 442， 2434

　　［14］Hezaveh，Y。， Dalal， N。， Marrone， D。， et al。， 2016， TheAstrophysical Journal， 823， 37

　　［15］Moustakas，L。， & Metcalf， R。， 2003， MonthlyNotice of Royal Astronomical Society， 339， 607

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