带你走近“引力透镜”(下)

Amateur Astronomer - - CONTENTS - (责任编辑 冯 )

赵开羿

在上期的文章中,我们了解了“引力透镜”展项的基本设计,还欣赏了两张神奇的实拍照片。在这一期,我们将来体验一下“引力透镜”。

我们知道,引力透镜的效果是由于光线经过大质量天体附近时发生弯曲而形成的特殊的变形效果。引力透镜的实际变形程度取决于两个因素:一个是造成透镜效果的透镜天体的质量大小,另一个是背景天体(被变形的天体)、透镜天体和观测者三者间的距离和位置关系。设计团队在创意设计时,将“逃离黑洞”和“引力透镜”两个展项有机结合起来,让黑洞巧妙地充当了透镜天体。因此,可认为透镜天体的质量保持不变,是一个常量。可以变化的就是距离和位置关系了。这个展项里设计了三组不同的引力透镜效果,黑洞(透镜天体)和观测者(观众)的距离始终保持为120万光年,而三组背景天体和观测者的距离分别是230万、1400万和4100万光年。三个背景天体的距离差异设定,实际表现是屏幕中心的绿色成像环(爱因斯坦环)的大小。距离越近,观测到的爱因斯坦环的半 径越大。其次,同一侧的三个交互体验点(如下左图所示的A、B、C三点)还存在位置上的差异,也就是说,形成引力透镜效果的三者是否位于一条直线上。中间的一组(下左图的B和b点)被设定为最佳的引力透镜效果,即标准的爱因斯坦环效果。当观众站立在此处时,变形像会被拉长,并正好位于爱因斯坦环上。真实天体变形效果和程序实现效果见下右图所示。而东西两侧(A、C、a、c四处)是三者并不严格共线时的效果。因此,当观众从东侧(A、a)交互点位向中间点位(B、b)走动时,会发现引力透镜的变形效果越来越大,不断接近爱因斯坦环的变形效果。同理,西侧观众往中间移动时,变形效果也是逐渐加强。不完全共线时的变形效果如下页右上图。以上是引力透镜展项的交互设计,不过还需要有细节的支撑,让展示的力量感染到观众。引力透镜的

变形,虽然使用摄像头,采用了动态捕捉技术,实时动态成像,让观众的参与体验感得到极大的强化和第一时间的交互反馈,但这仍然仅仅给观众提供视觉维度上的体验感受。为了让观众得到多维度的参观体验感受,还在屏幕上方安置了话筒。当观众分别位于相互关联的引力透镜交互区时,可以通过在视觉上看到对方的实时变形效果、听觉上的语音聊天功能得到多 维度的参观感受。此外,交互体验点中A和a,B和b,C和c是两两相互关联的。这种隐含的设计,也需要展示给观众。因此,天花板的星系和悬臂造型保持不变,设计的焦点放到了地面上。设计团队在最适合观众交互的立足点,张贴脚丫形状的红、黄、蓝三种颜色的地贴,并用文字引导观众彼此进行交互。而南北两侧的同一组引力透镜交互(如:A和a),用同色的线条状地贴在地面进行引导,这种线条状地贴模拟的是因为黑洞存在而产生弯曲的光线。由于摄像头可以拍摄到交互区域背后的空间,除了交互方面的设计,设计团队还充分利用了背景展墙。当单人体验时,观众可以在屏幕上看到对面展墙上天体的引力透镜变形像。我们结合了三组背景天体的距离设定,分别选取了距离地球230万光年左右的椭圆星系和旋涡星系,1400万光年左右的旋涡星系和不规则星系, 4100万光年左右的棒旋星系和旋涡星系。不仅距离上统一,而且尽可能地选择了不同类型的天体。北侧的三个天体,分别是M32、M82和M61。这些天体使用了M加上序号来表示,这是梅西叶天体的命

名方法。梅西叶天体是指18世纪法国天文学家梅西叶所编的《星云星团表》中列出的110个天体。值得一提的是,梅西叶本人是个彗星搜索者,他整理出这个目录是为了把天空中形似彗星但又不是彗星的天体记录下来,以便他寻找真正的彗星时不会被这些天体所干扰。在1774年发表的《星云星团表》第一版记录了45个天体,编号从M1到M45,1780年增加到了M70。最终梅西叶天体的数量为110个。M32是位于仙女座的椭圆星系,是M31的伴星系,是一个河外星系。它的直径大约8000光年,比银河系小很多,属于本星系群众多星系的一员。从观测者看来,它明亮,且接近于圆形。组成它的恒星大多是年老的恒星。而且,它还是人类所知密度最高的星系之一,在直径1000光年内包含了4百万颗恒星,中心密度是银河系的一百万倍左右。M82是1774年和M81一起被发现的位于大熊座的不规则星系。M82有一个不规则的“圆盘”,核心区有着强烈的辐射,还具有暗尘带。在红外波段,它是天空中最明亮的星系,我们称为红外超现象(辐射在红外波段远强于可见光波段)。M61是由意大利天文学家巴尔纳巴•奥里亚尼(Barnabus Oriani)在1779年发现的,当时他正在追踪当年出现的彗星。M61是室女星系团中较大的星 系之一,它6角分的视直径对应的星系真实大小约为十万光年,和银河系的实际大小差不多。在天空中,它的视亮度是10等,并不明亮。这个星系的出名,在于它高产超新星——目前已经观测到6颗超新星,这在星系中并列第三,著名的M83也观测到6颗。南侧的三个天体,分别是M91、M81和M31。M91是棒旋星系,据说是梅西叶在1781年发现的。当时梅西叶发现了8个星云状天体,分布在室女座和后发座,其中一个编号为M91。在1784年4月,威廉姆•赫歇尔重新独立发现了它。从图上我们可以看到, M91的棒旋结构非常明显。但是它的亮度过暗,对于普通的天文爱好者来说,它却是最难观测的梅西叶天体之一。对于北半球的天文爱好者来说,M81是一个最容易观测也值得观测的星系。因为它的视亮度达到了6.8星等,即使使用简易的望远镜也可以观测到它。它和M82同时被发现。1993年就被发现星系里存在有数十颗造父变星,这是天文中测定距离常用的参考物。凭借星系里的32颗造父变星,M81的距离被测定为1100万光年。1993年,M81里还出现了超新星爆发(1993J),爆发时最大星等是10.5等,在爆发后的6到18个月中,欧洲和北美洲的甚长基线干涉阵望远镜在3.6厘米的波长拍摄到了这颗超新星的遗迹。

M31是仙女星系也是一个旋涡星系。直径22万光年,距离地球254万光年,是距离银河系最近的大星系。它和银河系同属于本星系群,不过质量是银河系的两倍,是本星系群中最大的星系,而且以每秒300千米的速度向银河系运动。不过,至少需要30亿年才可能会碰上银河系。最早的仙女座星系的观测记录可能来自于波斯的天文学家阿尔苏飞,他亲切地称它为“小云”。第一个用望远镜进行观测和记录的是西门•马里乌斯。仙女星系是夜空中最美丽的天体之一,也是第一个被证明是河外星系的天体,还是肉眼可见的最遥远的天体。它在天文学史上有着重要的地位,在星系研究中扮演着重要的角色。欣赏了这六个天体的壮美照片,资深的天文爱好者们可能并不满足,他们在展项的平面展墙上还能看到“引力透镜”更多的知识。引力透镜现象根据尺度和效果不同,通常可分为3种,强、弱和微引力透镜现象。引起强引力透镜现象的背景天体多为星系,而透镜天体为星系团,这类天体的质量大,引力场强,所以当 光源和观测者的连线位于透镜天体中心区域时,此时背景天体的放大率很大,而且可以形成明显的多重像、环半弧和巨大光弧。对于强引力透镜现象来说,现在科学上的主要研究用途是三种:测量透镜天体的质量分布情况、测定宇宙学参数以及测量暗弱的星系和高红移星系。对于弱引力透镜现象来说,背景天体多为星系,透镜天体为星系团,这一点和强引力透镜现象一样。不过,具体的表现不同,弱引力透镜表现为微弱的拉伸效果。此外,这种现象的主要研究用途也不一样,主要用来测定星系团的质量分布或者是测定宇宙学参数。最后一种情况,我们称为微引力透镜,这时候,透镜天体为恒星级天体,质量相对于星系团来说很小,因此现象也大不相同,主要表现为背景天体的光度瞬时增强。这种不太明显的现象主要用于搜寻银河系内的冷暗物质以及搜寻系外行星。亲爱的观众朋友,看到这里,您知道“引力透镜”展览该如何参与体验了吧?欢迎您来北京天文馆一探究竟!

交互体验点平面示意图

变形前后的最佳引力透镜效果(爱因斯坦环)示意图

爱因斯坦环实拍图。图片来源网络

观众可以看到自己和对方的变形效果 特意安装的话筒 三色的交互区提示地贴实拍图 线状地贴(模拟光路)实拍图

不完全共线时的引力透镜效果示意图

蓝色交互区提示地贴设计图

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在上面这幅图中,明亮、圆形的M 32位于画面中央的M 31左侧。图片来源:维基百科

图中可以明显看出,M 82具有一个不规则的“圆盘”,而且核心区正在向外释放强烈的辐射。图片来源:维基百科

哈勃空间望远镜拍摄到的M 61,它正面朝向镜头,让天文学家得以清晰地看到旋臂的细节。图片来源:维基百科

北侧背景墙上的三个天体(从左至右依次为M 32、M 82和M 61) 南侧背景墙上的三个天体(从左至右依次为M 91、M 81和M 31)

棒旋结构非常明显的M 91。图片来源:维基百科

斯皮策空间望远镜拍摄到的M 81红外图片,在这个星系中蕴藏着多个超新星以及造父变星。图片来源:维基百科

距离地球254万光年的M 31仙女星系,正在向我们飞奔而来的路上,在30亿年后它可能会碰上银河系。图片来源:维基百科

强引力透镜形成的光弧和环半弧

弱引力透镜效应产生的微弱拉伸效果的区域

强引力透镜形成的多重像

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