引力透镜效应

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廣義相對論

$G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu}= {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}\,$

介紹
數學形式

基礎概念
狹義相對論等效原理世界線 · 黎曼幾何

现象
开普勒问题 · 引力时间延迟參考系拖拽 · 测地线效应引力透镜效应 · 重力波黑洞 · 视界 · 引力奇点

方程
線性化重力參數化後牛頓形式(PPN) 爱因斯坦场方程弗里德曼方程

進階理論
卡魯扎-克萊因理論量子重力

爱因斯坦场方程的解
史瓦茲旭爾得 · Kasner · 克爾克爾-紐曼·萊斯納-諾德斯特洛姆米尔恩 · 羅伯遜-沃爾克

科學家
爱因斯坦 - 闵可夫斯基 - 爱丁顿勒梅特 - 史瓦茲旭爾得罗伯逊 - 克爾 - 弗里德曼钱德拉塞卡 - 霍金

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根據廣義相對論，引力透镜效應就是當背景光源发出的光在引力场（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光线會像通過透鏡一樣發生彎曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱.分析背景光源的扭曲,可以帮助研究中间做为"透镜"的引力场的性质.根据强弱的不同,引力透镜现象可以分为"强引力透镜",和"弱引力透镜"效应

一般从数学上来讲面质量密度( $κ$ )大于1的为强引力透镜区域, 小于1的为弱引力透镜区域. 在强透镜区域一般可以形成多个背景源的象,甚至圆弧(Einstein Ring), 而弱透镜区域则只产生比较小的形变. 强透镜方法通过对爱因斯坦弧的曲率和多个象位置的分析,可以估计测量透镜天体质量. 弱透镜方法通过对大量背景源象的统计分析, 可以估算大尺度范围天体质量分布,并被认为是现在宇宙学中最好的测量暗物质方法.

1979年，天文学家观测到类星体Q0597+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲，形成了一个一模一样的类星体的像。这是第一次观察到引力透镜效应。