Schwere Massen krümmen die Raumzeit – und damit auch den Weg des Lichts. Eine Galaxie oder ein Schwarzes Loch zwischen uns und einer weit entfernten Lichtquelle wirkt wie eine Linse: das Licht wird gebogen, das Hintergrundobjekt erscheint verzerrt oder mehrfach. Bei perfekter Ausrichtung entsteht ein vollständiger Lichtring – der Einstein-Ring.
Der Einstein-Radius θ_E = √(4GM/c² · D_LS/(D_L·D_S)) bestimmt die Größe des Rings. Er hängt von der Linsenmasse und den Distanzen ab. Bei Mikrolensing (ein einzelner Stern als Linse) ist θ_E klein (~Mikrobogensekunden), aber die Verstärkung A(u) = (u²+2)/(u√(u²+4)) ist messbarer Lichtanstieg. Mikrolensing-Lichtkurven haben eine charakteristische symmetrische Spitze. Gravitationslinsen bewiesen Dunkle Materie im Bullet Cluster (2006) und messen H₀ unabhängig vom CMB.
Die Deflektionsfläche (Lens-Mapping) ψ(θ) ergibt aus der Projektion der Massenverteilung das Potential. Für eine Punktlinse: β = θ − θ_E²/θ (Linsengleichung). Die zwei Bilder bei θ± = (u ± √(u²+4))/2 · θ_E entstehen automatisch aus dieser Gleichung. Stärke-Verhältnis: μ± = |θ±/β · dθ±/dβ|. Das Integral über alle Bildstärken ergibt A(u). Schwache Linsen (Shear) werden in kosmologischen Surveys (Euclid, LSST) zur Kartierung von Dunkler Materie eingesetzt.
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