重力透鏡效應

重力透鏡
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	型式; 強透鏡; 微透鏡; 弱透鏡
強透鏡系統
	阿貝爾1689 • 阿貝爾2218; CL0024+17 • Bullet Cluster; QSO2237+0305 • SDSSJ0946+1006; B1359+154 • QSO 0957+561
巡天
	Strong: CLASS • SLACS (SDSS); Micro: OGLE; Weak: DLS • Pan-STARRS • CFHTLS . DES • LSST • SNAP • DESTINY
	閱; 論; 編;

重力透鏡效應（英語：gravitational lensing），根據廣義相對論，當背景光源發出的光在重力場（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光線會像通過透鏡一樣發生彎曲。光線彎曲的程度主要取決於重力場的強弱。分析背景光源的扭曲，可以幫助研究中間作為「透鏡」的重力場的性質。根據尺度與效果的不同，重力透鏡效應可以分為強重力透鏡效應和弱重力透鏡效應。

Orest Khvolson（1924）和Frantisek Link（1936）被認為是第一個在論文中討論這種效應的人，但它通常與愛因斯坦聯繫在一起，因愛因斯坦在1912年對此理論進行計算，並在1936年發表了一篇關於該主題的文章。^[1]

1937年，弗里茨·茲威基（Fritz Zwicky）提出星系團可以充當重力透鏡，此說法在1979年透過觀察雙類星體 QSO SBS 0957+561證實該理論的可行性。

一般從數學上來講，面質量密度（ $\kappa$ ）大於1的為強重力透鏡區域，小於1的為弱重力透鏡區域。在強透鏡區域一般可以形成多個背景源的像，甚至圓弧（又稱「愛因斯坦環」，Einstein Ring），而弱透鏡區域則只產生比較小的扭曲。強透鏡的方法通過對愛因斯坦環的曲率和多個像的位置的分析，可以估計測量透鏡天體質量。弱透鏡方法通過對大量背景源像的統計分析，可以估算大尺度範圍天體質量分佈，並被認為是現在宇宙學中最好的測量暗物質的方法。