如何分辨宇宙中的光线是否被引力弯曲？

分辨宇宙中的光线是否被引力弯曲，实际上是爱因斯坦广义相对论最核心的预言之一，也是我们理解和探索宇宙的重要依据。我们可以从以下几个方面详细阐述：

核心原理：引力与时空弯曲

首先，我们要理解为什么光线会被引力弯曲。根据爱因斯坦的广义相对论，引力并非一种“力”，而是由质量和能量造成的时空弯曲的表现。质量越大的物体，对周围时空的弯曲程度越大。

光在宇宙中传播时，虽然没有质量，但它遵循时空本身的“测地线”。测地线是指在弯曲时空中两点之间最短的路径。你可以想象一下，在平坦的纸上画直线很容易，但在一个被压弯的物体表面画直线，就会变成一条弯曲的弧线。同样，在被大质量物体弯曲的时空中，光线传播的路径也会发生弯曲，而不是我们通常认为的直线。

如何观测和分辨光线被引力弯曲？

我们无法直接“看到”光线的弯曲，因为我们在地球上，并且光线的弯曲幅度在日常生活中微乎其微。我们需要通过间接的观测和对比来分辨。主要有以下几种方法：

1. 引力透镜效应 (Gravitational Lensing)

这是最直接也是最有效的证据之一。当一个大质量物体（如星系、星系团甚至黑洞）位于我们与遥远光源（如类星体、遥远星系）之间时，它就像一个天然的透镜，会弯曲来自遥远光源的光线。

观测现象：
放大效应 (Magnification): 弯曲的光线会汇聚，使得原本黯淡的遥远光源看起来更亮。
扭曲和变形 (Distortion): 遥远光源的图像会被扭曲，可能拉长成弧线。
多个像 (Multiple Images): 如果大质量物体与光源的对齐非常精确，遥远光源的图像可能会被分割成多个，形成“爱因斯坦十字”或“爱因斯坦环”。例如，一个遥远星系的光，在经过一个前景星系团时，可能会被弯曲成围绕星系团的完整的光环。
视场变化 (Apparent Position Shift): 遥远光源的视位置会看起来比实际位置更靠近大质量物体。

如何分辨：
几何学对比： 我们会观测到同一遥远天体的多个影像，它们在天空中的位置会因为光线弯曲而呈现出特定的几何关系。这些影像的相对位置和形状会与我们对引力透镜效应的理论预测相符。
多普勒效应分析： 如果观察到多个影像，并且它们的谱线（通过光谱分析得到）显示出相同的红移（表示它们是同一类天体），这就排除了其他可能导致多个影像的解释（例如，偶然的星系叠置）。
模型拟合： 通过已知的前景大质量物体的质量分布模型，来计算其预期的引力透镜效应，并与实际观测到的影像进行比对。

2. 光线在太阳附近的偏折（1919年爱丁顿爵士的观测）

这是广义相对论最早被验证的实验之一。在日全食期间，由于太阳光线会被遮挡，我们可以观测到太阳附近恒星发出的光线。

观测现象： 当恒星的光线经过太阳附近时，由于太阳巨大的质量造成的时空弯曲，这些恒星的视位置会比它们在没有太阳时的真实位置稍微“偏移”，看起来更靠近太阳边缘。
如何分辨：
对比与预测： 科学家会测量日全食期间恒星相对于太阳边缘的位置，并将其与同一片星空在非日食时期（即没有太阳强大引力影响时）观测到的恒星位置进行对比。
定量分析： 根据牛顿引力理论，也会预测出光线的偏折，但牛顿理论的预测值是广义相对论预测值的一半。爱丁顿爵士的测量结果精确地支持了广义相对论的预测。

3. 星体运行轨道的进动 (Perihelion Precession)

虽然这更多地描述了物体在引力场中的运动，但它也与时空弯曲有关，并且是早期广义相对论的重要证据。

观测现象： 例如，水星的近日点（轨道上离太阳最近的点）会随着时间缓慢地向前移动（进动），这个进动速率比牛顿引力理论的预测值稍快一些。
如何分辨：
精确轨道测量： 通过长期精确观测水星的运行轨道，可以计算出其近日点的进动速率。
对比预测： 将观测到的进动速率与基于牛顿引力和广义相对论的预测进行比较。广义相对论能够完美解释水星轨道进动中牛顿理论无法解释的部分。这种进动本质上是水星沿着弯曲时空的测地线运动的结果。

4. 射电脉冲星计时阵列 (Pulsar Timing Arrays)

这是一种更先进的技术，用于探测宇宙中小尺度的时空扰动，但其原理也与引力弯曲有关。

观测现象： 脉冲星是会规律性发射射电脉冲的恒星。当这些脉冲穿过时空中的引力扰动区域时（例如，由两个大质量黑洞合并产生的引力波），脉冲到达地球的时间会有微小的变化。这种变化是由于光线在传播过程中路径的时空弯曲造成的。
如何分辨：
精确计时： 通过对大量脉冲星进行极其精确的时间测量，可以构建一个“宇宙时钟网络”。
信号模式识别： 当宇宙中存在时空扰动时，这些脉冲信号到达时间的变化会呈现出特定的模式，这些模式与引力波的传播和时空弯曲的理论模型相符。

总结一下，分辨宇宙中光线是否被引力弯曲，我们依赖于以下几个关键点：

大质量天体的存在： 必须有足够大的质量（如星系、星系团）来显著弯曲时空。
几何学证据： 观测到遥远天体的图像发生扭曲、放大、出现多个影像，或者视位置发生偏移。
定量预测与匹配： 将观测到的现象与广义相对论的理论预测进行比较，看它们是否吻合。
排除其他可能性： 确保观测到的现象不是由其他因素（如星系叠加、仪器误差等）引起的。

引力透镜效应是目前最直观的证据，而爱丁顿爵士的日食观测则为广义相对论提供了早期、关键的验证。随着科技的进步，我们对引力弯曲的认识也在不断深化，并且它已经成为我们研究宇宙结构、暗物质分布和宇宙学参数的重要工具。

网友意见

这个问题非常有趣。

答案要说起来也很简单：宇宙中的所有光线都被引力弯曲了。

为什么呢？ 因为引力是长程力，不会因为远离物体而消失。而宇宙中充满物质，这些物质在大尺度上分布趋向均匀，在小尺度上分布却并不均匀。所以几乎所有的光线的行进路线，都会或多或少的被引力扭曲。这种效应就是引力透镜。

上图显示了光线在经过引力场时发生弯折

下图是一张天文观测中引力透镜效应的示意图。长方体内的红色纤维结构代表了宇宙中的物质分布。左端蓝色的三个椭圆代表了宇宙深处的星系。它们发出的光线在宇宙中穿行。受到引力透镜作用，黄色的光线路径蜿蜒曲折，最终在长方体右端被观察到。相比原初的图像，星系的大小和形状都发生了改变。

Credit: CFHT team

引力透镜效应无处不在，但是大多数情况下，这种弯曲非常轻微。在弱引力透镜效应近似下（绝大多数情况下），引力透镜效应只改变背景的大小和椭率。对绝大多数星系来说，这种改变很微小。星系的平均椭率为0.3左右，但是引力透镜效应造成的椭率改变，一般在~0.001。

正常情况下，我们知道星系的形状和原来不太一样了，但是也没有太大关系。这种改变对多数研究不会造成影响。但是对于宇宙极远处的星系。引力透镜效应可能会带来一些影响。例如，引力透镜效应会让星系亮度增加。 在大质量天体附近，引力透镜效果比较强，这样宇宙极远处一些本来应该看不到的星系变得可以被观测到了。在这个意义上，引力透镜效应好像一个天然的望远镜，帮助我们探查到宇宙的深处。但同时，天文学家也要小心，在计算这些星系的数密度的时候，必须考虑引力透镜效应改正。

虽然在弱引力透镜情况下，我们一般无法分辨单个星系被引力透镜改变的程度。但是统计上，我们可以通过平均一定区域内的星系形状，来研究引力透镜效应。

如上图所示，如果没有引力透镜效应，在一块天区内，宇宙远处的星系形状，应该是随机排布的（因为它们相互之间距离非常远，应该没有什么联系）。如果这些星系前方存在一个引力源（比如星系团），它的引力场使得背景星系的形状不再随机排布。如果精确统计这些背景星系的形状，就可以知道前景星系团的物质分布。如下图中展示了一个星系团，白色的阴影，就是通过引力透镜效应计算出的星系团物质分布。

所以，引力透镜效应非常的有用，可以帮助我们绘制宇宙中物质分布的地图。

好了，让我们再回到问题。如何分辨被弯曲的光线。

虽然大多数情况下，引力透镜效应太弱了，无法被肉眼察觉。但也有一些情况下，因为前景的引力场很强（比如星系团中心）。背景天体的形状会被强烈的改变。比如下图的星系团中，左上角的蓝色长弧，其实是一个背景星系的像被前景的星系团剧烈的扭曲了。

再比如下图中，背景星系和前景星系恰好都在观测视线方向上。背景星系的图像变成了一个环。

再比如，如果前景天体是一个星系，背景天体是一个类星体，当两者在视线方向上重合时，类星体会产生多个像

为什么会产生多个像？远处天体发向不同方向的光线，被引力场汇聚到观测者，观测者因此在多个方向上看到了远处天体发出的光。

左边中间的天体是真实的天体位置，但是因为引力透镜效应，地球上的观测者，看到的光线从两个不同的方向来到。在观测者看来，天上有两个像（左边上下的两个黄色圆）。

但是天体物理所谓的“强引力透镜效应”观测中，引力场对光线的改变其实还是很弱的。

光线的偏折，仍然可以用一个被称作弱场近似的公式计算。那么什么样的引力透镜效应才算是真正的强呢？这个效应大家其实已经见到过，就是《星际穿越》中，黑洞卡刚都亚周围的景象。

这这种情况下，光线的路径离黑洞的史瓦西半径非常近，很多光线在绕黑洞转了很多圈后才进入观测者的眼中。黑洞背后的一颗星，可能会成十几个像。可惜我们离所有的黑洞都太远了，无法看到这样宏伟的景象。

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