弱引力透镜研究现状论文

原因是引力使光线弯曲

引力透镜是阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）于100多年前首次提出的理论，用于描述光线穿过诸如星系和星系团之类的大物体时是如何弯曲的。这些透镜效应通常被分别为弱引力透镜或强引力透镜，并且透镜的强度与物体的位置，质量以及距透镜光源的距离有关。强透镜的质量可能是太阳的1000亿倍，可使来自同一路径中距离较远物体的光放大并分裂为多个图像，或者显示为剧烈的弧形或环形。

强引力透镜的主要局限性在于其稀缺性，自1979年首次观测以来，仅有数百个得到证实，但这种情况正在迅速发生变化。

一个国际科学家团队的一项新研究揭示了335个新的强引力透镜的候选者，他们根据对亚利桑那望远镜项目“暗能量光谱仪（DESI）”的数据进行深入研究而得出。 该研究于5月7日在《天体物理学杂志》上发表，得益于在国际科学竞赛中获胜的机器学习算法。

参与这项研究的劳伦斯·伯克利国家实验室（伯克利实验室）物理部门的资深科学家戴维·施莱格尔说：“这些物体就像寻找一个银河系的望远镜一样。 它们是暗物质和暗能量的有力探测器。”如果通过这些新发现的引力透镜候选者观测到超新星并精确跟踪和测量它们，可以为精确测量到古老宇宙中星系的距离提供特定的标记。强透镜还打开了通往看不见的暗物质宇宙的窗口。暗物质约占宇宙物质的85％，因为大多数产生透镜效应的就是暗物质。暗物质和由暗能量驱动的宇宙加速膨胀是物理学家正在努力解决的最大谜团。

在最新研究中，研究人员应用伯克利实验室国家能源研究科学计算中心（NERSC）的超级计算机Cori自动比较来自暗能量相机（DECaLS）的成像数据，这是为准备DESI（训练样本为423个已知镜片和9,451个非镜片）而进行的三项调查之一。

研究人员根候选强引力透镜分为三类：A：最有可能是引力透镜的60个候选者；B：特征较差的105个候选者；C：其他两个类别相比，具有较弱和较小的透镜功能的176个候选者。

该研究的主要作者黄晓生指出，该团队已经在哈勃太空望远镜上开始实施，以确认研究中揭示的一些最有希望的透镜候选者，并观察了从2019年底开始的哈勃太空望远镜的观测结果。哈勃太空望远镜可以看到精细的细节，且不会受地球大气的影响而模糊。借助于神经网络来识别候选透镜，该神经网络是人工智能的一种形式，可以训练计算机程序以逐渐改善其图像匹配度，提高识别透镜的成功率。训练神经网络需要几个小时，有一个非常复杂分类问题：“什么是透镜？”和“什么不是透镜？”

首先对透镜图像进行了一些繁杂的人工分析，以帮助计算机程序从数以万计的图像中选择最佳图像来训练神经网络。这些选择不仅仅是随机选择，需要挑选看起来像透镜但不是透镜的人工选择的例子来扩充这个训练集。

研究人员已经对最新研究中使用的算法进行了改进，以加快识别可能的透镜的速度。虽然估计每10,000个星系中只有1个可能确认是透镜，但神经网络可以排除大多数非透镜。最新的程序只需要几十张图像，而不是浏览10,000张图像。

该神经网络最初是为2016年11月至2017年2月举行的编程竞赛——``强引力透镜发现挑战赛''而开发的，旨在激发程序员开发用于寻找强引力透镜的自动化程序。随着观测数据以及像各类大型天气观测望远镜项目的增长，使用复杂的人工智能工具来挖掘这些数据的竞争日益激烈。

在天文学研究中，人们一般习惯把引力透镜现象分为强弱两种。有意思的是，分类的标准并不是非常严格。一个引力透镜现象中涉及两种天体，一个是在遥远处的作为光源的天体相当于透镜试验中的蜡烛，称为背景天体，另一个是在背景和观测者之间存在的，使背景光源发出的光线弯曲的透镜天体。简单的说，强引力透镜现象就是你可以直接从照片上看出来的引力透镜现象，而弱引力透镜现象则是你不能从单个引力透镜系统中得到引力透镜的信息，要通过大量样本的统计提取信息。那么是不是质量大的天体就一定能造成强引力透镜效应呢? 答案是否定的，从透镜方面说，强的引力透镜源并不需要是质量很大，却需要投影在垂直视线平面上的面密度高。一块浮游在星系中的星云可能质量很大，但因为面密度太低，不能成为很强的引力透镜源。相反的，一个黑洞的质量可能只有几个太阳质量，却可以使周围的空间极大的扭曲。另外，一个引力源即使可以造成强引力透镜现象，也只是在靠近它的区域内，在远离它的地方，时空的扭曲变得比较弱，背景的扭曲就不那么明显了。对于一个点质量来说，人们可以定义一个爱因斯坦环，强引力透镜效应范围就是这个环的尺度，如果背景星系刚好和透镜天体在视线方向重合，则它的像变成一个圈，成在爱因斯坦环上。最后，正好像透镜试验一样，引力透镜天体在背景和观测者之间的位置也决定了它能够造成背景扭曲的程度，一般的说，当透镜天体正好位于背景和观测者中间的时候，透镜的效应最强。实际上还有一种叫弱引力透镜现象。弱的意思就是表现不出前面说的好几个像，背景天体也基本上没被增亮多少，就象是在没引力场的情况下加了一点扰动。但是背景天体的形状被稍稍拉长了一点点（专业术语叫切变），比如一个原本投影是圆的星系被稍微拉扁了一点儿。由于这种效应实在是太小了，而且星系本身也有圆有扁，所以我们要从大量的数据中做统计分析。这种分析能告诉我们星系里物质（包括暗物质）是怎么分布的，宇宙中物质分布起伏如何等等，还能对一些宇宙学参数给出限制。这对于我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成很有用。 微引力透镜，其实是强引力透镜的一种。回顾以前的内容，强引力透镜现象是由于有一个强大的引力源，比如星系团之类的存在，而使得在这个引力源背后的天体发出的光产生强烈扭曲的情况。微引力透镜效应在这一点上并没有什么本质的不同。之所以称为'微'，是因为作为透镜的天体质量很小，小的只有太阳质量的量级，这种效应的时标很短，发生的概率很小。 爱因斯坦实际上很早就计算过微引力透镜的有关性质，不过他发现这种事件的观测效应太小了，所以放弃了进一步的工作。但随着技术的不断进步，在60年代以后，微引力透镜又进入了人们的视野。1986年，著名天体物理第一次引入了“微引力透镜”这个称呼。 最早，寻找微引力透镜现象的人主要想研究的是银河系伴星系中那些一小团一小团的暗物质。但最近几年里，人们发现，微引力透镜实际上是寻找地外行星的有力手段。 想法还是挺简单的，近处作为透镜的恒星与背景恒星在天球上很近的擦肩而过（实际距离很远，但我们看到两个恒星在天空中的位置重合在一起了）。这样背景恒星的亮度会由于透镜的影响发生突然的光变。如果作为透镜的恒星并不孤独，而是带有一个或者多个伴侣的话，那么引起背景恒星的光变便会非常的有特点。人们可以通过模型拟和定出行星系统到恒星的距离，行星和恒星的质量之比。 这一寻找地外行星的方法非常的有吸引力。第一，这个方法对行星的质量不敏感。不像其他的方法，只能看到比较大的地外行星。微引力透镜使我们可以追踪地球质量的行星。这个方法对行星相对恒星位置很敏感，而最容易探测到的区间，恰好和最可能存在生命的行星所在的区间类似。 然而观测的难度是巨大的，首先恒星对恒星的引力透镜现象就是非常难以发生的。大约每看到几百万颗麦哲伦云里的恒星，才能够目睹一次恒星对恒星的引力透镜事件。行星系统的微引力透镜现象可以看作一个由恒星引起的主光变，加上一个由行星引起的次级光变。而次级光变的时间非常短暂。并且，虽然可以用这种方法看到行星，但之后，随着两颗恒星位置的离开，我们没有什么办法可以做跟踪观测。 然而科学家们还是乐观的。当年爱因斯坦认为完全不可能看到的事件，我们今天已经以相当高的精度观测到。也许在不久的将来，以上的困难都会被克服。