奇妙的引力透镜(二)

引力透镜阿贝尔2218(Abell 2218),是哈勃空间望远镜在1999年12月修复后所发现的巨型引力透镜。Abell 2218是一个富星系团,由成千上万个星系组成,位于天龙座,距地球约30亿光年。它的极其强大的引力把处在它后面比星系团远5～10倍的星系放大、增亮和扭曲,形成一段段的圆弧,大约共有120段。     

引力透镜和弱引力透镜的新方法

引力透镜是天体物理中最重要的工具和手段之一,在宇宙学暗物质、暗能量、大尺度上的引力和系外行星探测中都发挥着巨大的作用.首先介绍了引力透镜的基本理论和近似,其次给出了引力透镜的主要发展历史,然后介绍了不同于光线偏折角的引力透镜理论新视角.之后评述了宇宙学中的弱引力透镜研究概况,简要回顾了弱引力透镜测量的主流方法宇宙剪切及...     

引力透镜与类星体─星系(星系团)成协

综述了背景光源（类星体）与前方天体（星系、星系团等）成协的观测和统计事例．详尽叙述了与成协问题相关的引力透镜理论．全面介绍了对各种成协事例进行引力透镜理论解释的方法、研究现状及存在的问题．还给出了一种计算成协样品中面密度超出因子的改进方法．     

K_(ING)星系与类星体的引力透镜统计特性

本文以King模型去描述星系的引力透镜行为,把已知类星体作为光源,从统计上计算了引力透镜类星体对与其像间分离的关系。结果表明,星系的透镜行为不仅能解释全部透镜事例,而且可以揭示出星系的某些统计参数,如星系的最大质量、平均半径、平均核半径及质光比。宇宙中星系质量密度因子,Ω_g,亦可从中求得。     

距离最近的引力透镜

2237+0305是已发现的引力透镜中距我们最近和最简单的例子。它位于飞马座Ⅱ的外边缘,是一个模糊的旋涡星系。在五个先前已知的事例中,起透镜作用的星系或星系团距离我们是如此遥远,以至于要研究它们,甚至证认它们都是极其困难的。现在,天文学家找到一个相对来讲是近的事例,它     

宇宙中的引力透镜现象

本文评述了近十年来所发现的引力透镜事例及其理论解释,讨论了利用引力透镜现象研究宇宙大尺度结构,星系结构、类星体性质、暗物质性质及宇宙弦特性等一系列问题,展示了引力透镜效应这一活跃研究领域之全貌。     

引力透镜的基本原理及最新研究进展

介绍了引力透镜的基本原理，并针对不同情况，结合目前的观测结果对强透镜、弱透镜和微透镜分别作了系统的说明；特别阐述了近年来正在兴起的宇宙剪切的观测和理论研究，总结了引力透镜在宇宙学研究中的重要意义。     

引力的彩虹——引力透镜的故事

这是哈勃望远镜拍摄的一幅令人惊叹的照片(图1)。几个巨大的球状椭圆星系坐落在距离地球10亿光年以外的致密富星系团Abell 2218中央,周围是一些明亮的盘状(大多为旋涡)星系。以这个星系团为中心分布着120段纤细的光弧,排列得好象掷镖板上的靶环。这是宇宙中最奇妙的幻影之一。大质量星系团的作用象一个巨型透镜,它的巨大引力场使穿过其中的光线偏转,并使背后遥远的天体大大增强。暗弱的蓝色光弧实际上是比这个星系团远5至10倍的遥远星系的扭曲了的鬼像。起初,人们只把这类事例当作一种宇宙奇观,但过去10年中,引力透镜已发展为人们研究宇宙中暗物质含量,测定哈勃常数(从而决定宇宙大小和年龄),探索星系形成和演化历史等重大科学问题的有力工具。     

光锥中强引力透镜的数值模拟

根据高精度宇宙学N体数值模拟输出的星系团以及星系团X射线光度和质量的经验关系:L-M,在红移区间(0.14,0.3)内构建了一个X射线波段流量限为3×10~(-19)J·s~(-1)·cm~(-2)(如Local Cluster Substructure Survey,缩写为LoCuSS )的大质量星系团样本。利用高分辨率的Ray-tracing数值模拟对包含真实观测信息(即红移、大小和形状)的COSMOS背景星系源进行单个透镜的成像模拟,并统计星系团不同投影方向的巨弧(即L/W10)产生效率。依据数值模拟立方体的尺度建立观测光锥,再根据光锥内不同红移区间所占立方体的体积比例用对应数量、红移的透镜对光锥进行随机填充,通过平均它们的透镜效率,最终计算得到光锥内的平均强引力透镜效率为3.22_(-1.47)~(+2.73)×10~(-2)。     

引力透镜——再领科学潮

先来思考一个问题：光总是沿着直线传播的,对吗7……现在,让我们跟随天才的阿尔伯特·爱因斯坦的脚步,来想想这个问题!根据爱因斯坦著名的广义相对论,从遥远的光源发出的光线,会在途经的大质量天体附近“弯折”。对我们生活中常见的那些大小和质量的物体来说,这种效应小得难以想象,但是在宇宙的尺度上,光的这种性质就成为我们研究遥远天体时有用工具。     

Robertson-Walker度规背景下的引力透镜公式

本文考虑时空背景度规对点源引力透镜公式的影响,并从线段在均匀各向同性的膨胀空间中的一般关系得到了弯曲时空背景下的引力透镜公式,其在平空间的极限可以回到通常的引力透镜公式.本文最后讨论了公式对透明引力透镜及宇宙论等方面可能存在的影响.     

从零开始(一)

这是今年《天文爱好者》专为初学天文的读者开辟的一个栏目,名字叫“从零开始”。有许多小朋友,当然也有不少大朋友,特别是那些教小朋友的老师们,说不定还有许多年纪大的老人家,很想了解一些关于星星和星座、昼夜和四季的天文知识,想听听关于星星的神话传说。本栏目就是要满足这些读者的要求,给大家介绍怎样在密密麻麻的繁星中将一个个星座、一颗颗行星辨认出来,给大家讲讲星星的天文知识、星座的神话传说。不同季节天上的星座和亮星。怎样看星星辨方向。特别还要介绍几种看星测时的方法。“从零开始”还要教给大家几种天文爱好者特别感兴趣的技法,譬如在短短的30秒钟内通过心算,告诉人们天上有什么星座:用不着计算就可以预报大行星在黄道星座之间的位置和运行动态。当然,要进行这项工作,首先得亲手制作一件预报行星动态的天文仪器纸上小制作,本栏目以后会刊登它的制作图纸的。像这样的小天文仪器还有南北星斗仪等多件。此外,还有演示天体运动,如地球运动、月亮圆缺的小仪器和节气日晷等。这里要说明的是,该栏目更注重用肉眼目视观测星空。因为人眼视野辽阔,望远镜视场再大。也容不下最小的星座所包含的那一片星空。     

基于Shapelets基函数的引力透镜质量重构方法

引力透镜效应是探测星系团物质分布的有效方法之一.目前,利用引力透镜数据重构星系团质量分布的主流方法可以分为两大类,即参数法和非参数法.在实际研究工作中,受限于质量模型假设和计算分辨率等方面的影响,现有的重构算法仍有诸多亟需解决的问题.基于Shapelets基函数的引力透镜质量重构方法通过基函数来实现引力透镜质量重构,使用Shapelets基函数分解引力透镜势,以引力透镜中多重像的位置和背景星系椭率畸变为限制条件来迭代求解基函数系数从而得到透镜体的质量分布.通过拟合一个模拟的NFW (Navarro,Frenk and White)透镜系统测试了新方法的可行性,结果表明新方法可以在整体上重构出透镜体的质量分布,并拟合出接近真实的源位置,能够为星系团质量测量提供一套灵活且高效的重构算法.     

地球的灾变(一)

地球的灾变（一）张国栋一、历史上的地球灾变我们的地球,是在渐变与灾变两种完全不同形式的变化中演化过来的。渐变即缓慢地变化,这种变化是从百万年计的时间尺度才能较为明显的反映出来的变化,如地壳的板块运动和地质上的构造运动,都属渐变。大山大海的形成主要是板...     

弱引力透镜形变信号及其图像精确处理

弱引力透镜形变信号的测量需要精确的图像处理,因为信号本身非常弱,椭率变化大小只有千分之几的强度,是其星系本身的内禀椭率形状噪音的几百分之一,需要叠加至少约1000幅图像才能从星系图像中得到信号。此外,观测设备的光学效应、大气扰动和CCD的像素化效应(点扩散函数)是图像处理的首要系统误差。怎样改正点扩散函数(PSF)的系统误差是弱引力图像处理的第一步,也是最重要的一步。首先详细介绍了引力透镜的基础理论和弱引力透镜作为其分支领域的特点。其次,介绍了基于重高斯化和圆化卷积核方法的图像处理管线的建立,利用Mandelbaum等人的图像模拟软件,将COSMOS的高分辨率空间图像变成低分辨率地面SDSS图像。最后,检验结果表明,对于一个椭率约为0.05的可加PSF系统误差,经过修正后,只有10~(-4)量级的残余;而PSF的另一个可乘系统误差则修正到1%以下。     

流星观测(一)

记得F4有一首歌叫“流星雨”,歌词很煽情:“温柔的天空,应该让你感动,我在你身后,为你布置一片天空……陪你去看流星雨落在这地球上,让你的泪落在我肩膀……”如果在一个晴朗的夜晚,约上两三好友,或聚屋顶,或聚球场,更为潇洒一点,或去郊外空旷的草地、山顶,在这首缠绵悱恻的“流星雨”的浅吟低唱中,各自凝视一方的天空,守侯一闪即逝的流星的出现,岂不是一件很惬意的事民间一直有这样一个说法,如果你在流星还没有消失之前许下一个心愿,这个心愿就一定能够实现。当然,这只是一种美好的愿望,但作为一种生活的点缀,也可以为守望星空的我们增添几分浪漫的情趣。流星是飘浮在宇宙空间的尘粒,受到地球引力的影响,飞向地球,与地球大气摩擦燃烧的现象。流星的高度通常以     

术语汇编(一)

绝对星等(Abso-lute magnitude):假定把恒星放在距地球10秒差距(32.6光年)的地方测得的恒星的亮度。吸收线(Absorp-tion lines):某一波段的光被冷气体吸收时在光谱中形成的暗谱线。     

用强引力透镜研究暗晕中心的物质分布

对矮星系和晚型LSB星系的最新高分辨率自转曲线进行观测,揭示出由CDM主导的物质密度分布中心具有常数密度核。在ΛCDM宇宙学框架下,纯CDM宇宙学N体模拟给出普适的、带尖点的NFW模型,解决尖点-核问题的最佳方案是考虑暗晕中心重子物理过程对暗晕密度分布的影响。到目前为止,考虑重子物理过程后,不管是解析模型还是数值模拟,给出的暗晕密度分布都能很好地符合自转曲线的观测结果,但是却不能通过强引力透镜观测的检验。最后,对基于这两种观测到底能不能用一个统一的暗晕密度分布模型来描述作了简要的讨论,并认为需要更多的强引力透镜样本和分辨率更高的数值模拟,以解决上述问题。     

引力透镜与类星体——星系（星系团）成协

综述了背景光源（类星体）与前方天体（星系、星系团等）成协的观测和统计事例。详尽叙述了与成协问题相关的引力透镜理论。全面介绍了对各种成协事例进行引力透镜理论解释的方法、研究现状及存在的问题。还给出了一种计算成协样品中面密度超出因子的改进方法。