廣義相對(duì)論在弱場(chǎng)條件下，例如在地面實(shí)驗(yàn)室和太陽系中得到很好的驗(yàn)證，但還缺乏強(qiáng)引力場(chǎng)條件下的檢驗(yàn)。廣義相對(duì)論在強(qiáng)場(chǎng)下的檢驗(yàn)，以及引力波的探測(cè)必須在包含中子星和黑洞這樣致密天體的系統(tǒng)中進(jìn)行，這是相對(duì)論天體物理最重要的研究課題。

　　從天文學(xué)的角度來說，相對(duì)論天體物理的研究意義在于： 黑洞或中子星吸積氣體釋放引力能是絕大多數(shù)高能天體源或現(xiàn)象，例如，X射線雙星、活動(dòng)星系核和伽瑪射線暴等的能源?，F(xiàn)代天文研究還發(fā)現(xiàn)，每個(gè)星系中心都有一個(gè)超大質(zhì)量黑洞，甚至是雙超大質(zhì)量黑洞。黑洞吸積周圍的氣體釋放的能量，通過反饋決定了星系核球的質(zhì)量，即所謂的星系、活動(dòng)星系核和大質(zhì)量黑洞是共同演化的。因此，如何搜尋黑洞、中子星，以及極端致密的雙星系統(tǒng)（重要的引力波波源）是當(dāng)今天文學(xué)與物理學(xué)研究中的重大基本問題。

　　天體物理黑洞本身不發(fā)光，但是黑洞視界附近的氣體和恒星（包括脈沖星）可以作為研究黑洞視界附近強(qiáng)引力場(chǎng)的探針。

　　某天體引力場(chǎng)的強(qiáng)弱可以用如下的致密參數(shù)Ε表征，Ε值越小，該天體的引力場(chǎng)越弱，當(dāng)Ε接近1 表示引力場(chǎng)為強(qiáng)場(chǎng)。 對(duì)地球和太陽來說，它們的致密參數(shù)分別為Ε~7×10^-10~ 2×10^-6，可以看出太陽系的引力場(chǎng)比較弱。中子星的致密參數(shù)為Ε~0.1。對(duì)黑洞來說，致密參數(shù)約為Ε~1，因此中子星表面和黑洞視界附近的引力場(chǎng)非常強(qiáng)。

1

中子星和脈沖星

　　早在1932年，在查德威克發(fā)現(xiàn)中子之后不久， 朗道就提出了中子星的概念。中子星是通過中子的費(fèi)米簡并壓與自身引力相抗衡的處于流體靜力學(xué)平衡的相對(duì)論性天體。類似于白矮星，中子星有約為3.2 倍太陽質(zhì)量的最大質(zhì)量—奧本海默極限。1934年，天文學(xué)家就猜測(cè)中子星誕生于超新星爆發(fā)，是大質(zhì)量恒星死亡之后留下來的遺跡。早期對(duì)中子星熱輻射的研究表明，中子星在觀測(cè)上可能表現(xiàn)為半徑約為10千米、中心波長在軟X 射線波段的熱輻射源。富有戲劇性的是中子星卻在1967年意外地以射電脈沖星的形式被發(fā)現(xiàn)了。隨后大量的射電脈沖星被發(fā)現(xiàn)，中子星的概念才被普遍接受。

　　典型脈沖星的表面磁場(chǎng)高達(dá)10¹²高斯，自轉(zhuǎn)在幾毫秒到幾秒之間。轉(zhuǎn)動(dòng)的磁場(chǎng)產(chǎn)生電場(chǎng)，電場(chǎng)將脈沖星磁層中的帶電粒子加速到相對(duì)論性速度，相對(duì)論性帶電粒子在磁場(chǎng)中可以輻射方向性很好的電磁波束。隨著中子星的轉(zhuǎn)動(dòng)，輻射束可能周期性地掃過地球——類似于燈塔（如圖1），在觀測(cè)上表現(xiàn)為脈沖星。射電脈沖星，以及后來發(fā)現(xiàn)的伽瑪射線脈沖星都是孤立的中子星，它們的能源來自中子星的轉(zhuǎn)動(dòng)能，即所謂的轉(zhuǎn)動(dòng)供能的中子星。

　　第二類中子星是磁星， 磁星的磁場(chǎng)高達(dá)10¹⁵高斯，但自轉(zhuǎn)較慢，典型的周期為十幾秒，它的轉(zhuǎn)動(dòng)能要遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于它的磁能。處于寧靜態(tài)的磁星在觀測(cè)上表現(xiàn)為反常X 射線脈沖星，爆發(fā)時(shí)，在觀測(cè)上表現(xiàn)為軟伽瑪射線重復(fù)爆。無論是寧靜態(tài)還是爆發(fā)態(tài)，磁星的能源主要來自磁場(chǎng)衰減釋放的磁能。

　　第三類品種是吸積供能的X 射線脈沖星，首先它存在于雙星系統(tǒng)中，伴星一般是一顆普通的恒星。中子星吸積伴星的氣體，釋放引力能，發(fā)射X 射線熱輻射，脈沖的周期性變化是由于雙星相互掩食產(chǎn)生的。

圖1 射電脈沖星輻射的燈塔模型

　　脈沖星是宇宙中最精確的時(shí)鐘, 其信號(hào)周期的精確度能夠超過原子鐘, 因此，軌道致密的脈沖星雙星系統(tǒng)是理想的強(qiáng)引力場(chǎng)檢驗(yàn)的實(shí)驗(yàn)室。脈沖星的伴星可以是另一顆中子星、白矮星、甚至黑洞。例如，脈沖星雙星PSR J0348+0432 由一顆質(zhì)量約2倍太陽質(zhì)量的中子星和0.17倍太陽質(zhì)量的白矮星組成，它們的軌道周期約為2.46小時(shí)。高的脈沖星質(zhì)量和致密的軌道使得該系統(tǒng)可用于在強(qiáng)場(chǎng)條件下檢驗(yàn)廣義相對(duì)論。到目前為止，觀測(cè)到的軌道衰減與廣義相對(duì)論的理論預(yù)言完全吻合。另外，超新星爆發(fā)和致密雙星的并合等劇烈爆發(fā)事件是重要的引力波波源。

2

伽瑪射線暴

　　伽瑪暴是宇宙中短時(shí)標(biāo)的伽瑪射線波段的爆發(fā)現(xiàn)象，它的持續(xù)時(shí)間從幾秒到十幾秒之間，最長的可達(dá)千秒的量級(jí)（如圖2）。伽瑪暴最早于20世紀(jì)60年代被美國發(fā)射的用于監(jiān)測(cè)地面核爆炸試驗(yàn)的伽瑪射線衛(wèi)星探測(cè)到。由于伽瑪射線衛(wèi)星的空間定位精度很差，難以精確測(cè)定伽瑪暴的空間方位和距離，阻礙了對(duì)伽瑪暴本質(zhì)的認(rèn)識(shí)。1997年意大利- 荷蘭的衛(wèi)星BeppoSAX 發(fā)現(xiàn)伽瑪暴在爆發(fā)幾個(gè)小時(shí)之后仍有X 射線余輝輻射，大大提高了伽瑪暴的定位精度，隨后地面光學(xué)和射電望遠(yuǎn)鏡跟蹤觀測(cè)發(fā)現(xiàn)了伽瑪暴的光學(xué)余輝和射電余輝，對(duì)伽瑪暴進(jìn)行了精確定位，找到了它的寄主星系，確定伽瑪暴處于宇宙學(xué)距離。伽瑪暴爆發(fā)總能量與超新星爆發(fā)的總能量相仿，是宇宙中劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象。

　　伽瑪暴的火球- 激波模型成功地解釋了伽瑪暴余輝的輻射。在該模型中，先產(chǎn)生一個(gè)溫度極高的火球，它以極端相對(duì)論的速度向外膨脹，當(dāng)后面較快的物質(zhì)追趕上前面較慢的物質(zhì)之后發(fā)生碰撞，產(chǎn)生相對(duì)論的內(nèi)激波，激波加熱電子到相對(duì)論情形，相對(duì)論電子在磁場(chǎng)中運(yùn)動(dòng)，產(chǎn)生同步、逆康普頓輻射，這就是伽瑪射線暴。相對(duì)論性物質(zhì)繼續(xù)像滾雪球一樣掃過星際介質(zhì)，產(chǎn)生外激波，外激波加速星際介質(zhì)中的電子，相繼產(chǎn)生X 射線、光學(xué)、射電等波段的輻射，即余輝輻射。雖然火球- 激波模型在解釋余輝的觀測(cè)方面很成功，但到目前為止， 還不清楚伽瑪暴的火球是怎么產(chǎn)生的。

圖2 伽瑪暴長暴的示意圖。

大質(zhì)量恒星內(nèi)部不斷發(fā)生熱核反應(yīng)，使得輕元素不斷合成重元素。

當(dāng)熱核反應(yīng)停止之后，氣體壓和輻射壓不足以抵抗引力，恒星快速塌縮形成一個(gè)黑洞。

在塌縮過程中，釋放引力能和黑洞的轉(zhuǎn)動(dòng)能，沿著黑洞的自轉(zhuǎn)軸形成伽瑪暴

　　比較流行的看法是，持續(xù)時(shí)間長于2秒的伽瑪暴（長暴）起源于大質(zhì)量恒星演化的晚期。恒星死亡之后先在核區(qū)形成一個(gè)快速轉(zhuǎn)動(dòng)的黑洞，黑洞吸積回落的物質(zhì)釋放引力能以及黑洞的轉(zhuǎn)動(dòng)能，從而形成火球。持續(xù)時(shí)間短于2秒的伽瑪暴（短暴）起源于雙中子星的并合，并合之后也是先形成一個(gè)恒星級(jí)質(zhì)量的黑洞，黑洞吸積殘余物質(zhì)，釋放引力能、磁能甚至黑洞的轉(zhuǎn)動(dòng)能，從而形成火球。無論是長暴還是短暴，在爆發(fā)和并合過程中，都會(huì)產(chǎn)生強(qiáng)大的引力波輻射，是地面高頻引力波天文臺(tái)（如LIGO： 美國的激光干涉引力波天文臺(tái)）的主要觀測(cè)對(duì)象。

3

黑洞X射線雙星、類星體

　　根據(jù)廣義相對(duì)論，黑洞最基本的特性是它具有視界。一旦物質(zhì)落入黑洞視界，最終落入其奇點(diǎn)。在宇宙中，到哪兒去發(fā)現(xiàn)黑洞呢？如何確認(rèn)我們發(fā)現(xiàn)的黑洞候選者是真的黑洞呢？簡單地說，恒星級(jí)黑洞一般存在于銀河系內(nèi)的X射線雙星中（圖3），超大質(zhì)量黑洞（10⁶~10¹⁰倍太陽質(zhì)量）存在于類星體或星系的中心。而中等質(zhì)量黑洞是否存在，存在哪兒還不確定，一種觀點(diǎn)認(rèn)為緊鄰星系中發(fā)現(xiàn)的極亮X射線源的中心存在一個(gè)中等質(zhì)量的黑洞。

圖3 黑洞X射線雙星示意圖。

恒星級(jí)黑洞從其伴星吸積氣體，釋放引力能，最終轉(zhuǎn)化為電磁輻射。

垂直于吸積盤的兩個(gè)帶狀結(jié)構(gòu)是來自黑洞的雙邊噴流，噴流中非熱化的相對(duì)論電子主要輻射射電輻射

　　根據(jù)恒星演化的理論，恒星級(jí)質(zhì)量的黑洞是大質(zhì)量恒星（大于約8倍太陽質(zhì)量）演化的晚期發(fā)生超新星爆炸之后的產(chǎn)物。如果黑洞處于雙星系統(tǒng)中，它會(huì)從其伴星中吸積氣體，釋放引力能而發(fā)射X 射線輻射。因此，我們可以去銀河系中的X 射線雙星系統(tǒng)中探測(cè)黑洞。由于中子星存在質(zhì)量上限，在X射線雙星中， 如果通過雙星的軌道運(yùn)動(dòng)測(cè)量到雙星系統(tǒng)中的暗星體的質(zhì)量大于中子星的質(zhì)量上限（3.2 倍太陽質(zhì)量）， 我們就可以認(rèn)定它們是黑洞候選體。通過質(zhì)量判據(jù)發(fā)現(xiàn)的第一個(gè)恒星級(jí)黑洞候選體是天鵝座X-1。到目前為止，我們已經(jīng)確認(rèn)了二十多個(gè)黑洞雙星系統(tǒng)，大約四五十個(gè)黑洞雙星候選體。黑洞與其他致密天體最大區(qū)別是它不存在硬表面，物質(zhì)和輻射落入黑洞之后就不會(huì)再輻射出來，因此，對(duì)于相同軌道周期的X射線雙星系統(tǒng)（表征相同的吸積率），黑洞候選體雙星系統(tǒng)的輻射光度要系統(tǒng)性低于中子星雙星系統(tǒng)的輻射光度，間接證明了黑洞視界的存在。質(zhì)量大于中子星質(zhì)量上限并不能完全說明黑洞候選體存在視界。理論上還存在質(zhì)量大于中子星質(zhì)量上限的其他致密天體，例如玻色星。不過研究表明，在包含黑洞候選體的X 射線雙星系統(tǒng)中，如果黑洞候選體是玻色星等不存在視界的致密天體，隨著吸積氣體的堆積，在強(qiáng)引力場(chǎng)中會(huì)發(fā)生熱核爆發(fā)，而輕易地被我們觀測(cè)到，但我們?cè)谶@類系統(tǒng)中并沒有發(fā)現(xiàn)此類X 射線爆發(fā)，進(jìn)而進(jìn)一步確認(rèn)了黑洞候選體存在視界。

圖4 活動(dòng)星系核示意圖。

核區(qū)是超大質(zhì)量黑洞和圍繞黑洞旋轉(zhuǎn)的吸積盤，黑洞吸積釋能是活動(dòng)星系核的能量來源。

黑色小圓點(diǎn)為寬發(fā)射線的云團(tuán)，譜線寬度達(dá)到每秒數(shù)千千米。

較遠(yuǎn)處的灰色大圓點(diǎn)為窄發(fā)射線云團(tuán)。

垂直于吸積盤的兩個(gè)帶狀結(jié)構(gòu)是來自黑洞的雙邊噴流，經(jīng)常在射電波段和伽瑪波段被觀測(cè)到

　　類星體是20世紀(jì)60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一。類星體典型的觀測(cè)特征是：在光學(xué)上是類恒星狀天體； 光譜中有較強(qiáng)的發(fā)射線；巨大的本征光度（因?yàn)樵谟钪鎸W(xué)距離上）；明顯的短時(shí)標(biāo)光變（說明輻射區(qū)域?。?； 強(qiáng)烈的X 射線輻射（強(qiáng)引力場(chǎng)）；部分類星體存在明顯的噴流；非常寬的輻射能譜（從射線、紅外、光學(xué)、紫外、X 射線到伽瑪射線）?，F(xiàn)在已經(jīng)基本確認(rèn)，類星體的能源來自活動(dòng)星系中心高達(dá)10億倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞吸積氣體所釋放的引力能。另外，觀測(cè)和理論都表明，星系中心存在大質(zhì)量的黑洞，星系核球的恒星質(zhì)量與星系中心超大黑洞的質(zhì)量存在很好的相關(guān)性，揭示出超大黑洞在星系中心普遍存在，大質(zhì)量黑洞與活動(dòng)星系核和星系是共同演化的。（圖4）

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黑洞基本參數(shù)測(cè)量

　　黑洞只有三個(gè)基本的參數(shù)：質(zhì)量、角動(dòng)量和電荷。天體物理黑洞一般不帶電。黑洞質(zhì)量的測(cè)量相對(duì)比較容易，在弱引力場(chǎng)下就可以進(jìn)行，也就是說利用牛頓力學(xué)就可以測(cè)量黑洞的質(zhì)量。例如，我們可以通過測(cè)量圍繞銀河系中心運(yùn)行的恒星的軌道，得到銀心黑洞的質(zhì)量。而黑洞自旋（單位質(zhì)量的角動(dòng)量）的測(cè)量極其困難！原因在于，自旋是一種純廣義相對(duì)論效應(yīng)， 沒有經(jīng)典力學(xué)對(duì)應(yīng)。在廣義相對(duì)論中，星體的轉(zhuǎn)動(dòng)能與質(zhì)量等價(jià)，必然影響時(shí)空的彎曲。另外，自旋效應(yīng)是短程的，只有在黑洞視界附近才顯著。

　　對(duì)于恒星級(jí)黑洞，它們距離地球大多約有幾千光年，而吸積盤的內(nèi)區(qū)只有幾十千米，而且它的輻射主要在X 射線能段，目前以及將來很長一段時(shí)間X 射線望遠(yuǎn)鏡還無法分辨吸積流的內(nèi)區(qū)。對(duì)于超大質(zhì)量黑洞， 它們大多位于宇宙學(xué)距離上，目前的觀測(cè)手段依然無法分辨黑洞吸積盤尺度。幸運(yùn)的是，銀河系中心黑洞的視界在天空上的張角約為20 微角秒，是最大的一個(gè)。與銀河系近鄰的星系M87 中心的黑洞視界在天空的張角約為銀心黑洞的一半。甚長基線干涉射電望遠(yuǎn)鏡陣的分辨率已接近或即將達(dá)到吸積盤內(nèi)部區(qū)域。原則上可以通過將理論上得到的銀河系中心黑洞吸積流射線圖像的大小和形狀與觀測(cè)比較，得到黑洞自旋的大小以及黑洞吸積流的動(dòng)力學(xué)和輻射信息。

　　黑洞吸積流的輻射主要來自黑洞視界附近，對(duì)黑洞的自旋很敏感，1997年張雙南提出了基于吸積盤的連續(xù)譜的理論模型，擬合觀測(cè)到的X 射線連續(xù)譜測(cè)量恒星級(jí)黑洞自旋的方法。該方法目前是一種相對(duì)比較成熟的方法，這主要得益于如下兩個(gè)事實(shí)：第一，恒星級(jí)黑洞吸積盤的熱輻射占主導(dǎo)；第二，恒星級(jí)黑洞質(zhì)量和吸積盤的傾角可以通過雙星的軌道運(yùn)動(dòng)以及噴流的張角精確測(cè)量。需要指出的是，隨著黑洞吸積率的提高，吸積盤上氣體的徑向運(yùn)動(dòng)速度增加，吸積盤的厚度也增加，導(dǎo)致吸積盤的自遮蔽效應(yīng)會(huì)顯著影響吸積盤的連續(xù)譜。因此，選擇低光度時(shí)（對(duì)應(yīng)黑洞吸積率較低的情況）的狀態(tài)來測(cè)量黑洞的自旋才是比較可靠的。到目前為止，利用此方法已經(jīng)給出了大約十幾個(gè)黑洞雙星的黑洞自旋參數(shù)的估計(jì)。連續(xù)譜擬合法測(cè)量黑洞自旋對(duì)活動(dòng)星系核并不有效。原因是吸積盤內(nèi)區(qū)的溫度隨黑洞質(zhì)量增加而減少，來自吸積盤的X 射線輻射并不占主導(dǎo)，活動(dòng)星系核中普遍存在的顯著的軟X 射線超輻射成分會(huì)嚴(yán)重改變黑體輻射的譜型甚至淹沒該輻射成分。另外，來自超大質(zhì)量黑洞吸積盤的熱輻射的峰值在紫外波段，缺乏觀測(cè)數(shù)據(jù)。而且超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量測(cè)量精度不高。因此，這一方法只可能在極少數(shù)的特殊的吸積盤熱輻射主導(dǎo)的AGN 中得到可能的應(yīng)用。

　　同樣適用于恒星級(jí)黑洞和超大質(zhì)量黑洞系統(tǒng)的自旋測(cè)量方法是所謂的相對(duì)論寬鐵線的譜線輪廓擬合法。鐵Kα 熒光輻射線來自吸積盤的內(nèi)區(qū)，內(nèi)區(qū)吸積流的運(yùn)動(dòng)速度接近光速，因此，吸積流作軌道運(yùn)動(dòng)導(dǎo)致的多普勒效應(yīng)、相對(duì)論性運(yùn)動(dòng)的集束（beaming） 效應(yīng)、強(qiáng)引力場(chǎng)中的引力紅移效應(yīng)與引力透鏡效應(yīng)（圖5）， 以及黑洞自旋導(dǎo)致的時(shí)空拖曳效應(yīng)最終導(dǎo)致相對(duì)論性的鐵Kα 譜線的典型輪廓為不對(duì)稱性的雙峰結(jié)構(gòu)，加上一個(gè)紅端的長翅。假設(shè)吸積盤的內(nèi)區(qū)為黑洞最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道，因此，黑洞自旋越大，譜線的輪廓展得越寬， 紅翅拉得越長。目前相對(duì)論性的寬鐵線只在少數(shù)的活動(dòng)星系核和黑洞X 射線雙星中觀測(cè)到，提供了黑洞存在的間接但卻有力的觀測(cè)證據(jù)。同樣，吸積盤的X 射線反射譜也強(qiáng)烈依賴于黑洞的自旋。因此，原則上通過擬合觀測(cè)所得的寬鐵線輪廓及X 射線反射成分可以測(cè)量黑洞的自旋。到目前為止，此方法已經(jīng)成功應(yīng)用于10 多個(gè)黑洞X 射線雙星和少量的活動(dòng)星系核中。

圖5 黑洞視界附近吸積盤的形態(tài)。

左上角小圖顯示的是吸積盤在平直時(shí)空中的圖像。

圖中明顯顯示了強(qiáng)引力場(chǎng)中的引力透鏡效應(yīng)（Oliver 等，2015）

　　除了連續(xù)譜觀測(cè)和譜線輪廓的觀測(cè)，吸積盤輻射的時(shí)變觀測(cè)也是測(cè)量黑洞X 射線雙星中黑洞質(zhì)量和自旋的有效方法。利用時(shí)變研究分析發(fā)現(xiàn)，黑洞X 射線雙星中存在頻率值大約在150~450 Hz 之間的高頻準(zhǔn)周期振蕩（QPO），準(zhǔn)周期是兩個(gè)物理頻率之間的拍頻， 其中一個(gè)是吸積流的開普勒轉(zhuǎn)動(dòng)速度，另一個(gè)頻率如果與黑洞的自旋有關(guān)的話，準(zhǔn)周期振動(dòng)將是測(cè)量黑洞自轉(zhuǎn)非常有效和最為精確的方法。當(dāng)然，此方法的最大不確定性在于模型，現(xiàn)在還不非常確定其中一個(gè)頻率是否是黑洞自轉(zhuǎn)導(dǎo)致的進(jìn)動(dòng)頻率，不過，觀測(cè)似乎表明，QPO 值不隨光度的變化而變化，應(yīng)該只依賴于黑洞的質(zhì)量和自旋。在中子星系統(tǒng)中，人們也發(fā)現(xiàn)了高頻QPO 現(xiàn)象，準(zhǔn)周期如果與中子星的自轉(zhuǎn)和開普勒角速度有關(guān)的話，QPO 提供了一種測(cè)量中子星質(zhì)量的方法，對(duì)中子星內(nèi)部致密核物質(zhì)的狀態(tài)方程提供了一種限制。

　　來自黑洞吸積流的X 射線輻射應(yīng)該是有偏振的。偏振輻射來自兩個(gè)方面，一是來自冕的反射成分（包括線輻射），二是來自吸積流本身的輻射，這主要是由于吸積流具有有限的厚度，來自盤上的熱輻射在吸積盤的大氣中被自由電子散射，從而產(chǎn)生約5% 左右的偏振度。偏振信息將提供區(qū)別于光譜和時(shí)變信息之外的獨(dú)立參數(shù)空間，從而可以更加精確地限制黑洞系統(tǒng)。吸積盤的偏振性質(zhì)會(huì)受到相對(duì)論效應(yīng)的強(qiáng)烈影響， 尤其是越靠近黑洞的輻射，偏振性質(zhì)（包括偏振度和偏振角）影響越大。對(duì)于熱譜而言，能量越高的光子， 通常是產(chǎn)生于越接近于黑洞的區(qū)域，由于相對(duì)論效應(yīng)越強(qiáng)，所以高能光子的偏振效應(yīng)更為顯著。我們可以通過擬合偏振度和偏振角隨能量的變化曲線，從而得到中心黑洞的自旋。此方法的優(yōu)勢(shì)在于它同時(shí)可以限制吸積盤內(nèi)區(qū)的傾角，從而我們可以推斷盤是否傾斜， 這是目前其他方法所不能做到的?？上У氖牵壳斑€沒有X 射線偏振的天文觀測(cè)設(shè)備在運(yùn)行。

　　來自冕區(qū)的硬X 射線連續(xù)譜的光變與反射成分以及熒光輻射線之間的時(shí)間延遲——反響測(cè)量，即反射成分時(shí)變的數(shù)據(jù)和時(shí)間分辨的光譜數(shù)據(jù)將會(huì)是檢驗(yàn)廣義相對(duì)論的重要的探針?；顒?dòng)星系核光變波段的反響測(cè)量已非常成熟，通過長期監(jiān)測(cè)活動(dòng)星系核連續(xù)譜和發(fā)射線譜的光變，測(cè)量出連續(xù)譜與來自寬線區(qū)云團(tuán)的寬發(fā)射線的時(shí)延，可用于測(cè)量黑洞的質(zhì)量。寬線區(qū)云團(tuán)一般位于幾千個(gè)黑洞引力半徑之外，不能用于檢驗(yàn)廣義相對(duì)論。而X 射線反響觀測(cè)測(cè)量的是硬X 射線穿越黑洞視界尺度的時(shí)間延遲，主要物理過程發(fā)生在吸積流的最內(nèi)區(qū)，因此是重要的強(qiáng)引力場(chǎng)的探針。例如，我們可以通過分析該時(shí)延，測(cè)量強(qiáng)引力場(chǎng)中的Shapiro 時(shí)延。時(shí)延測(cè)量的優(yōu)點(diǎn)是，它測(cè)量的是絕對(duì)的物理尺度，如果與譜線輪廓擬合和時(shí)變測(cè)量相結(jié)合，可以測(cè)量黑洞的質(zhì)量，那么通過譜擬合，可以得到實(shí)際的物理尺度，提供致密天體周圍時(shí)空的直接測(cè)量。

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引力透鏡現(xiàn)象

　　廣義相對(duì)論預(yù)言光線在引力場(chǎng)中會(huì)發(fā)生偏折，觀測(cè)者會(huì)看到由于光線彎曲而形成的一個(gè)或多個(gè)像，類似經(jīng)典光學(xué)中凸透鏡成像，這就是引力透鏡現(xiàn)象。光線在引力場(chǎng)的偏折現(xiàn)象已在日全食的時(shí)候通過觀測(cè)恒星的光掠過太陽表面發(fā)生偏折而被證實(shí)。在黑洞視界附近或中子星表面強(qiáng)引力場(chǎng)中的引力透鏡現(xiàn)象還沒有被觀測(cè)到。到目前為止，觀測(cè)到的引力透鏡現(xiàn)象都是在弱場(chǎng)情況下發(fā)生的，即光線發(fā)生偏折的區(qū)域要遠(yuǎn)大于天體的史瓦西半徑。根據(jù)星像的多少，可以分為強(qiáng)引力透鏡、弱引力透鏡、微引力透鏡等。

圖6. 強(qiáng)引力透鏡示意圖。

觀測(cè)源為遙遠(yuǎn)的類星體或星系，透鏡天體是光路上的星系團(tuán)

　　強(qiáng)引力透鏡（圖6）是指經(jīng)過引力透鏡之后各個(gè)星像之間的角間距大于望遠(yuǎn)鏡的角分辨率，形成雙像、多像以及環(huán)半弧和弧。典型的強(qiáng)引力透鏡現(xiàn)象中光源是遙遠(yuǎn)的星系或類星體，透鏡天體是較近一點(diǎn)的星系團(tuán)。當(dāng)源和觀測(cè)者的連線位于星系團(tuán)的中心區(qū)域或位于星系的核心區(qū)域，一般就會(huì)發(fā)生強(qiáng)引力透鏡現(xiàn)象，且強(qiáng)引力透鏡的放大率很大，因此有較強(qiáng)的增亮效應(yīng)，強(qiáng)引力透鏡是天賜的宇宙望遠(yuǎn)鏡，可用于研究較遠(yuǎn)、較暗的背景星系。例如，MACS J1149.6+2223 是紅移為0.544 的一個(gè)大質(zhì)量的星系團(tuán)（質(zhì)量約為2.5×10¹⁵ 太陽質(zhì)量）， 利用該星系團(tuán)作為透鏡天體，并利用當(dāng)前世界上最強(qiáng)大的兩臺(tái)空間望遠(yuǎn)鏡：哈勃空間望遠(yuǎn)鏡和斯皮策紅外空間望遠(yuǎn)鏡，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了可能是迄今為止宇宙最遙遠(yuǎn)星系MACS149－JD, 該星系的紅移高達(dá)9.6！ 誕生于大爆炸后大約3 億年，恰好處在宇宙被稱為 “黑暗時(shí)期”的演化階段，那時(shí)的宇宙還處于其嬰兒時(shí)期。反過來，強(qiáng)引力透鏡還可用來測(cè)定星系、星系團(tuán)的質(zhì)量，目前存在的主要問題是測(cè)量結(jié)果依賴于星系和星系團(tuán)質(zhì)量分布的模型。強(qiáng)引力透鏡還可以用來測(cè)量哈勃常數(shù)，主要原理是兩個(gè)星像在宇宙尺度上走不同的路徑，導(dǎo)致到達(dá)地球觀測(cè)者的時(shí)間不一樣，可以根據(jù)該時(shí)間差測(cè)量它們的路徑差，而該路徑差依賴于哈勃常數(shù)。

　　弱引力透鏡現(xiàn)象中光線的偏折角比較小，只能觀測(cè)到像的亮度變亮和形狀改變，可觀測(cè)的天體增多。弱引力透鏡系統(tǒng)主要包括星系團(tuán)（透鏡天體）——前景星系（源）、星系——前景星系、宇宙大尺度物質(zhì)密度場(chǎng)——宇宙中的星系等各種系統(tǒng)。弱引力透鏡測(cè)量是一種統(tǒng)計(jì)測(cè)量，可以觀測(cè)很多個(gè)源的弱引力效應(yīng)， 通過統(tǒng)計(jì)分析，得到弱透鏡天體的性質(zhì)。例如，通過比較沒有弱引力透鏡現(xiàn)象時(shí)已知的星系的分布，與觀測(cè)到的被扭曲的星系的分布情況可以得到弱透鏡天體的性質(zhì)，估算出構(gòu)成它的星系或星系團(tuán)的質(zhì)量，這是宇宙學(xué)中相當(dāng)重要的一種天體質(zhì)量測(cè)量方法。再例如宇宙大尺度結(jié)構(gòu)沒有確定的位置，探測(cè)宇宙引力透鏡效應(yīng)主要通過形變相關(guān)函數(shù)來限制宇宙密度場(chǎng)的功率譜，進(jìn)一步結(jié)合宇宙微波背景、Ia 型超新星和星系巡天的測(cè)量，可用于測(cè)量宇宙基本參數(shù)。

　　微引力透鏡現(xiàn)象是由前景運(yùn)動(dòng)的透鏡天體產(chǎn)生的透鏡現(xiàn)象，透鏡天體一般為恒星級(jí)質(zhì)量的小天體，例如恒星- 行星系統(tǒng)中的恒星和行星，因此光的偏轉(zhuǎn)非常小，通常通過微引力透鏡只能觀測(cè)到當(dāng)透鏡天體穿過光路過程中導(dǎo)致的光源的瞬間增亮現(xiàn)象。微引力透鏡效應(yīng)最早提出用于探測(cè)銀河系中不發(fā)光的暗天體， 原先認(rèn)為它們可能是暗物質(zhì)的候選體。利用微引力透鏡效應(yīng)還可以探測(cè)太陽系外行星。當(dāng)太陽系外恒星- 行星系統(tǒng)穿過我們監(jiān)測(cè)的背景星與地面望遠(yuǎn)鏡的光路的時(shí)候，先是產(chǎn)生恒星的微引力透鏡效應(yīng)，在觀測(cè)上表現(xiàn)為背景星亮度的增加，當(dāng)恒星偏離光路，背景星的亮度下降的時(shí)候，這時(shí)由于圍繞恒星公轉(zhuǎn)，行星回到光路上，產(chǎn)生第二次引力透鏡效應(yīng)，與第一次微引力透鏡效應(yīng)相比，第二次對(duì)背景星亮度的增加倍數(shù)要小一些。通過發(fā)現(xiàn)兩次一大一小的微引力透鏡效應(yīng)， 可以探測(cè)到新的太陽系外行星。總之，引力透鏡是天體物理中最重要的研究工具和手段之一，在宇宙學(xué)暗物質(zhì)、暗能量、大尺度上的引力和系外行星探測(cè)上都發(fā)揮著巨大作用。

　?。ū疚倪x自《現(xiàn)代物理知識(shí)》2015年第5期 時(shí)光摘編）