光源当然也在发生运动,但由于它们实在太远了,我们一般会忽略掉这个因素。事实上,对距离越远的物体,我们越难以发现它们的运动——在 7 000米高空飞行的飞机,看起来要比在低空时慢得多。而如果光源恒星的运动确实会产生重要的后果,它对光曲线的影响则被称为双目视差(xallarap[即把parallax一词反过来拼,表示和视差相反的效应。——译者注])。一个详细的透镜计算会考虑到全部物体的运动,无论是地球、透镜,还是恒星。

地球的运动会使我们在第5章中讨论的光曲线形态发生改变(在那里,我们考虑的是MACHO以恒定的速度从光源恒星面前经过的简单情形),并在光曲线上留下一个印记,从而给出一个类似于比例尺的速度标度(地球运动的速度是已知的)。这样,我们就可以从数据中提取出透镜的相对速度(相对于光源恒星的速度),并反过来帮助我们估计透镜的质量。

要检测这种视差效应,透镜事件必须能持续几个月以上,以便给地球足够的时间发生长距离运动。这个时间与黑洞搜寻方案配合得非常完美。事实上,一个银河系盘中具有4倍以上太阳质量的黑洞,通常会引起一个持续1年以上的透镜事件,这足以使地球的运动在光曲线上留下烙印。

如图6—3 (a)所示,视差效应在大多数情况下都很微弱(尽管仍然是可见的),但在某些特殊条件下,也可能会导致更夸张的变化,如图6—3(b)所示。通过重新梳理迄今为止收集到的几千起微透镜事件,天文学家仔细寻找着可能出现的视差效应。他们首先尝试改变视差量,以及每起事件中透镜的质量、距离和速度,并利用计算机程序生成了大量光曲线的数据;接着再将这些数据和实际测量的光曲线相比,并挑选出那些由视差效应给出最佳拟合的情况。

将这些显示视差效应的事件挑选出来之后,我们再详细考察它们的光曲线特征。视差的出现可以为地球和透镜之间的距离设置一个上限(视差效果随距离的增加而减弱,因此太远的透镜是看不到视差的),而视差的具体数值——光曲线被改变的程度——则为距离设置了一个下限。(透镜越近,视差效应越强。)