【儀表網 研發快訊】北京大學物理學院天文學系東蘇勃教授領銜的科研團隊首次成功分辨了雙透鏡系統所成的微引力透鏡多重像。研究團隊利用位于智利的歐洲南方天文臺(ESO)的甚大望遠鏡光干涉陣(VLTI)的GRAVITY儀器，觀測了ASASSN-22av微引力透鏡事件，分辨了多重像及環狀像，以高精度測量了透鏡系統中的紅矮星雙星的質量。這是東蘇勃團隊繼2019年發表首次成功分辨微引力透鏡雙像的成果后，再次推動該領域的發展，為探測寬距雙星中的黑洞等致密天體打開了一扇新窗口。
 

　　該成果以“First Resolution of Microlensed Images of a Binary-Lens Event”為題，于2024年12月17日發表在國際天文專業期刊《天體物理雜志》(The Astrophysical Journal)上。論文第一作者為北京大學天文學系博士生吳澤炫，通訊作者為東蘇勃教授，科維理研究所助理教授上官晉沂為論文的主要作者之一，合作者還包括ESO、德國馬克斯·普朗克地外物理研究所(MPE)以及美國、波蘭、新西蘭、瑞典、澳大利亞等多國研究機構的研究人員。
 

　　微引力透鏡現象是愛因斯坦廣義相對論的重要預言之一。當一顆背景恒星與前景天體在視線方向上幾乎重合時，前景天體(“透鏡”)的引力場會使來自背景恒星的光線產生偏折，從而形成多重像甚至環狀像(即“愛因斯坦環” )。然而，銀河系內典型的微引力透鏡事件的愛因斯坦環角半徑大小僅為毫角秒量級(一毫角秒等于360萬分之一度)，遠小于最大單口徑光學望遠鏡的分辨極限，因而直接分辨微引力透鏡的多重像極為困難。通常可觀測的效應是，背景恒星在透鏡天體的引力聚焦下變亮。當前人們通過大視場巡天實時監測海量恒星的亮度變化，來發現微引力透鏡事件。這種亮度的變化源于透鏡天體的引力作用、不取決于透鏡本身的亮度，所以微引力透鏡可用來探測暗弱的、甚至完全不發光的天體，例如流浪行星、中子星和黑洞等。微引力透鏡是目前唯一能夠探測孤立恒星級黑洞的方法。
 

　　證認黑洞需要準確測量透鏡天體的質量。但是，光變曲線(即亮度隨時間變化)的測量往往只能給出透鏡天體質量與距離的函數關系，還需要關鍵的觀測量——愛因斯坦環角半徑來打破參數簡并，定出透鏡天體質量。使用VLTI光干涉分辨微引力透鏡所成的像，可實現高精度直接測量愛因斯坦環角半徑， 從而測量透鏡質量。2019年，東蘇勃團隊發表了首次成功分辨了微引力透鏡雙像的成果，其透鏡天體為一顆0.5倍太陽質量的紅矮星。
 

圖一：2022年1月22日VLTI GRAVITY觀測時ASASSN-22av微引力透鏡事件所成的像（橙色區域）。兩個透鏡天體的視位置如青色點所示，與背景恒星（橙色圓圈所示）的視位置間距很小，所成的像接近一個完整的愛因斯坦環。羅盤示意正北和正東。
 

　　2022年1月19日，國際合作項目“全天自動化超新星巡天”(ASAS-SN)發現了微引力透鏡事件ASASSN-22av。ASAS-SN在全球部署了6個節點(共24臺望遠鏡)，對全天開展實時監測，其中1個節點由北京大學提供經費支持，位于中科院新疆天文臺南山觀測站。該事件是在ASAS-SN的南非節點拍攝的數據中發現的。收到ASASSN-22av預警后，研究團隊迅速申請到ESO臺長機動時間，成功獲得了三晚的VLTI GRAVITY高質量光干涉數據。通過對光變曲線的建模，團隊發現透鏡系統由兩個天體構成。雙透鏡成的像要比單透鏡復雜，分析光干涉數據的難度也相應的大得多：對于理想的點源，單透鏡成兩個像，而雙透鏡則成三個或五個像，且需要考慮背景恒星源的大小所造成的“延展源效應”。團隊發展了針對雙透鏡光干涉數據的建模方法，開展了對光變曲線和光干涉數據的聯合分析，成功分辨了多重像，并實現以0.3%的精度測量了ASASSN-22av的愛因斯坦環角半徑，為0.724 ± 0.002毫角秒。同時，團隊還精確測量了透鏡天體的物理參數：雙星系統中的兩顆恒星質量分別為太陽質量的0.258 ± 0.008倍和0.130 ± 0.007倍，二者間距約為7個天文單位(天文單位為日地平均距離)，軌道周期約為28年。該方法未來可應用于尋找寬距雙星中的黑洞，與引力波、X射線雙星等方法探測的間距更近的雙星系統形成互補。
 

　　東蘇勃團隊及合作者正在利用GRAVITY開展對恒星級黑洞的系統搜尋。GRAVITY是MPE主導研發的近紅外干涉儀。MPE聯合ESO等單位正在大幅升級 GRAVITY的性能，預期到2025年，其探測靈敏度將有數量級的提升，屆時有望批量發現恒星級黑洞。
 

　　這項研究工作得到了國家自然科學基金重點項目、新基石科學基金會科學探索獎和中國科學院國家天文臺有償使用國外望遠鏡計劃(TAP)等項目的支持。