文 / 曾耀寰（任職中研院天文所）
天文望遠鏡可分為折射和反射望遠鏡，1609 年，伽利略從荷蘭聽到望遠鏡的新技術，自行製造出折射望遠鏡。1668 年，牛頓用凹面鏡聚焦，設計出反射望遠鏡，解決透鏡的色差問題。還有一種望遠鏡不用透鏡和反射鏡，也能搜尋宇宙天體，這個望遠鏡和愛因斯坦有關。
愛因斯坦沒有發明或製造望遠鏡，但根據廣義相對論，我們利用時空的扭曲，達到望遠鏡的功能，觀測幾十億光年遠的天體。說穿了，愛因斯坦的望遠鏡是利用萬有引力，觀察非常遙遠的星體，甚至可以「看到」沒有電磁波的暗物質，堪稱為引力望遠鏡。
引力望遠鏡之所以能「看到」暗物質，是因為所使用的原理不同。以折射望遠鏡為例，遠方的星光從物鏡進入望遠鏡鏡筒，星光經過不同的介質（主要是空氣和玻璃透鏡），有光線偏折的現象，最後將星光聚焦成像。引力望遠鏡則是因為星體的質量改變周遭空間的曲率，使得星光因而偏折扭曲，甚至重影。
質量改變空間曲率的理論來自廣義相對論，但理論的建立並不那麼順利。愛因斯坦在1907 年發表廣義相對論的第一篇論文，最終版本是在1915 年11 年定稿。在這期間，愛因斯坦發表過一些相關論文，也不斷在更新版中證明之前的錯誤。即便如此，他的運氣還算不錯，並沒有被人抓到包。1914 年8 月，德國天文學家歐文（Erwin Freundlich）帶隊到俄國克里米亞半島觀測當地的日食，希望看到太陽周圍的扭曲空間改變背景星光路徑，藉以證明廣義相對論。1911 年愛因斯坦根據舊版本預測背景星光的偏移量（2GM ⊙ /c2R ⊙，M ⊙和R ⊙分別是太陽的質量和半徑，G 是引力常數，c 是光速），其實早在1801 年，德國物理學家索德納（Johann Von Soldner）根據牛頓萬有引力定律就算出相同的偏移量（0.84 秒弧，1 秒弧等於角度1 度的3600 分之一），如果歐文的日食觀測順利，會發現與愛因斯坦的預測不符。既是幸運（對愛因斯坦），也是不幸（對歐文），當歐文進入俄國的時候，第一次世界大戰爆發，他們被俄國士兵抓了起來，失去了抓包的機會。愛因斯坦在1915 年11月15 日釋出的廣義相對論終極版，算出來的星光偏移量是原先的兩倍（4GM ⊙ /c2R ⊙）。1919 年英國物理學家愛丁頓（Arthur StanleyEddington）率領觀測團隊到西非普林塞小島，得到了他自稱「我一生最快樂時刻」的結果：星光偏移量與終結版廣義相對論的預測相符。
只要有質量或能量就可以當成引力望遠鏡的透鏡，當星光經過透鏡四周凹陷的空間，就會偏折，離凹陷中心越近，偏折角度越大（如圖），偏折角度和透鏡質量成正比。因此我們看到的光源在天空中的位置產生偏移或扭曲。
在眾多扭曲的星光中，最令人震撼的是愛因斯坦環，當光源、透鏡和我們正好在同一直線上，位在中間的透鏡將單一光源變成一圈光環，這是非常罕見的現象。1987 年，休伊特（Jaqueline Hewitt）的團隊原利用特大天線陣觀測類星體，結果發現了第一個愛因斯坦環MG1131 ＋ 0456）。早在1924 年俄國物理學家奇沃爾松（Orest Chwolson）曾預測大型恆星所形成的引力透鏡，可能造成愛因斯坦環，但愛因斯坦在1936 年的評論中表示，理論可行，但不容易觀測，因為排成一直線的機會太小，並且恆星等級的引力透鏡所造成的愛因斯坦半徑（也就是愛因斯坦環的半徑）太小，若透鏡質量約一個太陽質量，距離我們約1 萬光年，愛因斯坦半徑僅千分之一秒弧，遠超過觀測能力。但透鏡若是一個星系，所造成的愛因斯坦環便足以觀測到，MG1131 ＋0456 就是一例，它的透鏡是一個星系，愛因斯坦半徑約0.87 秒弧。
除了完整的愛因斯坦環，1979 年天文學家首次觀測到類星體Q0957 ＋ 561 的雙重電波影像，由於這兩個電波影像有近乎一樣的光譜，可以斷言來自同一個電波源，受到一個星系透鏡而形成兩個影像，這也是人們首次觀察到的引力透鏡效應。另一個引人注目的是1990 年發現的愛因斯坦十字（Q2237 ＋030），當中的星系透鏡離我們約四億光年，遠方的類星體離我們約80 億光年，類星體的影像在星系透鏡的影像四周，以十字排列的方式形成四個魅影。星系團也有足夠的質量擔任透鏡的角色，1986 年美國天文學家林德斯（Roger Lynds）和佩托西奧（Vahe Petrosian）首次發現一個1014 太陽質量的星系團造成局部的愛因斯坦環（愛因斯坦半徑約20 秒弧），他們只看到一段弧狀的影像，但比之前的明顯許多。
引力透鏡造成遙遠星光的扭曲，也會有聚光的功能，讓某些星光突然增亮，這種增亮現象（稱作微透鏡效應）可以用來尋找黑洞和系外行星。在這搜尋當中，黑洞和系外行星的角色是引力透鏡，三個獨立的觀測團隊將望遠鏡對著銀河核球方向長期觀測，希望能找到銀河盤面和核球內的微透鏡事件，進而找到黑洞和系外行星。1999 年，其中兩個團隊找到一個微透鏡事件（編號MACHO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32），聚光造成的亮度變化最強可達原先的32 倍，整個事件延續了三年，初步估算可能是一個4~100 倍太陽質量的黑洞。如果引力透鏡是系外行星，估計微透鏡事件只有幾小時或幾天。2003 年，兩個團隊在人馬座方向找到微透鏡事件（編號OGLE-2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53），這是來自於質量只有2.6 個木星質量的系外行星，正繞著一顆離我們19000 光年的矮星。
引力望遠鏡主要不是用來看扭曲的星光，而是測量透鏡的質量。由於扭曲星光的程度主要是和透鏡質量有關（還有之間的距離），因此除了星系、星系團、黑洞和行星外，還可以透過尋找暗物質，進而推算暗物質的質量多寡以及分布狀況，甚至替我們的宇宙秤重。宇宙的組成只有約4% 是一般的原子，可以用望遠鏡觀測，還有23% 的暗物質和73% 的暗能量。暗能量雖不能用引力望遠鏡直接量測，但暗能量會在宇宙大尺度結構留下印記，天文學家可以透過引力望遠鏡研究大尺度結構和時空的演化，探究宇宙的起源以及來龍去脈。
原刊載於《科學月刊》第四十四卷第五卷
