本文發表於《大眾科學》的前部落格網路，反映了作者的觀點，不一定反映《大眾科學》的觀點
當天文學家談論尋找系外行星的方法時，列表相對較短。有徑向速度或“擺動”技術，它可以感知恆星圍繞與其行星的共同質心運動。還有凌星技術，NASA的開普勒任務非常成功地使用了該技術，還有直接成像和相位光度技術——具有挑戰性的觀測，旨在尋找實際從行星發射或反射的光。然後是引力微透鏡，即前景恆星及其行星的質量引起的時空扭曲對來自遙遠恆星的光的偶然放大——由於任何世界與恆星透鏡場中的正確位置緊密對齊，會產生獨特的“閃爍”或亮度尖峰。
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這種光子路徑的引力扭曲形式被稱為“微”，因為恆星的典型排列和質量會導致微小的影像；雖然背景物體的光可能會被大大放大，但我們無法直接看到其扭曲的影像，它的光與“透鏡”恆星的光融合在一起，僅在弧秒的千分之幾之內。當行星足夠靠近最大放大區域，即愛因斯坦環時，行星繞透鏡恆星的引力效應會被有效放大，但其效應也僅被視為到達我們望遠鏡的額外和不對稱的光子增強。
但這裡的關鍵短語是“典型排列”。鑑於銀河系引力阱內所有物體的無盡運動導致的兩顆恆星之間相隔遙遠的對齊是罕見的，我們看到的大多數此類事件發生在彼此之間非常遙遠的恆星之間——可能超過我們與銀河系中心之間距離的一半。在這些遙遠的距離（數千光年）上，我們無法測量透鏡恆星（或其潛在的透鏡受害者）相對於其他恆星的運動，因此不知道任何給定的恆星何時或是否會放大直接在其後面對齊的物體的光。然而，對於近得多的恆星，情況則大不相同。我們不僅可以使用仔細的高精度天體測量學獲得它們的“自行”，而且它們周圍最適合放大背景物體的區域在角直徑上要大得多，它是“介觀”而不是微觀。
因此，引力介透鏡開啟了許多有趣的可能。首先，正如Lepine和Di Stefano，以及Di Stefano，Matthews和Lepine最近發表的三篇精彩論文中所討論的那樣，可以預測附近的透鏡恆星何時會移動到足夠靠近遠處物體的位置以放大它，並且較大的透鏡角度可能會導致背景恆星的視位置以及其亮度發生可直接測量的偏移。如果透鏡恆星周圍也有行星，則事件的可預測性可能使我們能夠捕捉到我們可能錯過的較大軌道上世界的早期或晚期透鏡特徵。透鏡角度的較大尺度也為探測任何近距離、非常短軌道週期的行星的影響提供了獨特的探針。錦上添花的是，附近的恆星更適合進行詳細的天文測量，以估計它們的真實質量——透鏡的真實強度。
那麼這能做到嗎？作者指出了一個具體的案例；物體VB 10是一顆低質量恆星（可能只有太陽質量的十分之一），距離僅19光年。VB 10以大約每秒40公里的橫向速度“掠過”天空，每年的角位移非常小但可測量（請參見此處左側的動畫）。早期的哈勃太空望遠鏡影像顯示在其路徑中有一個小的、微弱的物體——一顆遙遠的背景恆星，在2011年末/2012年初正朝著VB 10的透鏡區域前進。VB 10是否產生了引力介透鏡效應？我們正在等待作者關於他們觀察任何可能事件的努力的報告。這不是一個最佳案例，快速移動的附近透鏡無法提供最佳的因素組合，但這確實是可能成為搜尋系外行星的新工具的先驅——歡迎加入引力介透鏡的行列。