引力透镜效应

范文二：弱引力透镜效应弱引力透镜编辑

本词条缺少信息栏、名片图，补充相关内容使词条更完整，还能快速升级，赶紧来编辑吧。弱引力透镜（weakgravitationallensing）是从遥远的背景星系发出来的光被前景星系轻微扭曲之后产生的一种像的形变效应。它是一种可以反映宇宙物质密度扰动的纯引力效应，不同于强引力透镜（stonglensing）或微引力透镜（microlensing）的是这种效应没有产生爱因斯坦环或者弧形扭曲那样强烈的形变。弱引力透镜是由于宇宙物质密度场的扰动透过广义相对论效应所引起的空间弯曲所产生的一种光学现象，由爱因斯坦的广义相对论和物质扰动功率谱来描述。

1简介

2历史

3类型

。星系团透镜

。星系透镜

。大尺度结构透镜

4特点

简介编辑弱引力透镜效应可以通过一个雅可比变换来描述，即将源点和像点的坐标进行变化得到的矩阵。在这个矩阵里面，有两个重要参量κ（被称为convergence）和γ（被称为shear）。

前者用来描述像的放大或者缩小，后者用来描述像的扭曲，它也是个复参量。其实，一般还有一个参量是ρ（被称为rotation），通常是描述像的旋转，由于这种效应很难观测出来，所以一般在弱引力透镜效应中不予考虑。

理论上是通过在弱引力场度规下光的测地线方程来解出这两个参量和引力场的关联的。于是我们可以运用现有的物质分布理论来估计弱引力透镜效应的强度，并透过观测来约束理论计算中所用到的理论参数。其中，在宇宙学中，对弱引力透镜效应最敏感的两个参数是暗物质（darkmatter

）密度Ω和物质功率谱（matterpowerspectrum）的振幅σ8.为了更好地把观测量和理论量拿来比较，科学家一般把剪切（shear）的功率谱的观测值和理论值拿来比较。因为在没有源星系的真实形状的条件下，观测单个星系的形变是不可能的。所以，在宇宙学研究里，大家一般会假设背景星系可以被刻画成椭圆，而且这个椭圆的轴的方向是随机的，这样我们就可以在统计一部分天区的星系形状之后发现这些背景星系轴的方向和随机场的偏离，这个偏离就可以用shear的功率谱来描述。

为了消除其他可能对星系的像产生同样扭曲的效应，科学家一般会对引力场进行e/b分解，就是把引力场分解为类似电场分量和磁场分量的两个分量，前者有散度无旋度，后者有旋度无散度。由于弱引力透镜效应几乎不产生b分量，所以，所观测到的b分量基本上都是其他原因诸如仪器，星系的内部耦合（intrinsicalignment）等造成的。所以，e/b分解技术可以有效地减小系统误差。