Gravitationslinse
Punktmassenlinse: Einsteinwinkel, Bildpositionen und Punktquellen-Vergrößerung. Eine endliche Quelle wird über die Linsengleichung abgebildet.
Über dieses Tool
Wähle ein Beispiel, ändere Versatz oder Radius und klicke Berechnen. Zuerst siehst du das gelinste Bild, daneben oder darunter die kreisförmige Quelle ohne Linse. Beide Ansichten haben denselben Winkelmaßstab in θ_E; die orange gestrichelte Kurve markiert den Einsteinwinkel. Bei exakt zentrierter Quelle entsteht ein endliches Ringband, sonst Bögen oder verzerrte Teilbilder. Zurücksetzen stellt das Beispiel mit zwei Bögen und die Bildansicht wieder her und leert die Ausgabe ohne Neuberechnung.
Entfernungen: Dₗ, Dₛ und Dₗₛ sind Winkeldurchmesserentfernungen Beobachter–Linse, Beobachter–Quelle und Linse–Quelle, jeweils in Mpc. Bei kosmologischen Entfernungen gilt Dₗₛ ≠ Dₛ−Dₗ; deshalb gibst du alle drei getrennt ein. Sie müssen aus demselben kosmologischen Modell stammen. Das Tool prüft positive Bereiche, aber keine kosmologische Konsistenz. Die Beispiele mit additiven Abständen sind euklidische Lehrbeispiele; 0,004 Mpc = 4 kpc.
Modell: θ_E² = 4GM Dₗₛ/(c²DₗDₛ). Die Tabelle gibt θ₊, θ₋ und μ=(u²+2)/(u√(u²+4)) für eine ideale Punktquelle am Quellenzentrum an, u=β/θ_E. μ ist ausdrücklich nicht die gesamte Vergrößerung der endlichen Scheibe. Bei u=0 divergiert nur das Punktquellenmodell. Das Bild der endlichen, gleichmäßig hellen Quelle folgt der inversen Linsengleichung β⃗=θ⃗−θ⃗/|θ⃗|² in Einsteinwinkeln; Flächenhelligkeit bleibt erhalten. Die Rasterauflösung begrenzt die Darstellung dünner Bögen.
Eine einzelne Punktmasse und dünne Linse mit kleinen Ablenkwinkeln: keine realistische Galaxienmasse, Scherung, Zeitverzögerung, Wellenoptik, Schwarzes-Loch-Schatten oder Beobachtungsaufnahme. 3D ist ein Schema mit überhöhten Winkeln und frei gewählten Ebenenabständen, keine physische Strahlenintegration. Ohne WebGL bleiben Rechnung und Quellenbilder verfügbar.