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坐标： 23°01′9.42″S 67°45′11.44″W  /  23.0192833°S 67.7531778°W  / -23.0192833; -67.7531778 本条目 需要擴充。 （2013年3月27日） 请協助改善这篇條目，更進一步的信息可能會在討論頁或扩充请求中找到。请在擴充條目後將此模板移除。 body.skin-minerva .mw-parser-output table.infobox caption{text-align:center} 阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列 ALMA logo 組織 多國組織 位置 拉諾德查南托天文台 智利阿塔卡瑪沙漠 坐标 23°01′9.42″S 67°45′11.44″W  /  23.0192833°S 67.7531778°W  / -23.0192833; -67.7531778 高度 5,058.7米（16,597英尺） 望遠鏡型式 54座口徑12米，12座口徑7米，共66座的碟形天線電波望遠鏡，均以光纖纜線連結 網址 Official ALMA site Official NRAO ALMA site Official ESO ALMA site Official NAOJ ALMA site 维基共享资源相关资源 阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列 （ 英语： Atacama Large Millimeter/submillimeter Array ，缩写为 ALMA ）位於智利北部阿塔卡瑪沙漠，是由電波望遠鏡構成的天文干涉儀。因為具備「高海拔」和「空氣乾燥」兩絕佳條件，這對毫米和次毫米波長的觀測至關重要 [1] ，陣列最終選擇設在5,000公尺的查南托高原上，附近還有拉諾德查南托天文臺 (Llano de Chajnantor Observatory) 和阿塔卡馬探路者實驗。ALMA 望遠鏡陣列有 54 座口徑寬 12 米的天線以及 12 座口徑 7 米的天線，總共 是66 座天線一起協同工作。每個天線個別收集來自太空的輻射，並將訊號聚焦在天線上的接收機上。然後，所有天線取得信號經由專用的「超級計算機」－－相關器 (correlator)處理，

重力透鏡 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 查 论 编 愛因斯坦環 （ 英语： Einstein ring ）是指一種由於光源發出的光線受到引力透鏡效應的影響，而使觀測所得的光源形狀改變的現象。 目录 1 原理 2 歷史 3 參見 4 延伸閱讀 5 参考 原理 愛因斯坦環是由廣義相對論所預測的現象。 愛因斯坦環的大小是由 愛因斯坦半徑 （ 英语 ： Einstein radius ） 決定： θ 1=4GMc2dLSdLdS,{displaystyle theta _{1}={sqrt {{frac {4GM}{c^{2}}};{frac {d_{LS}}{d_{L}d_{S}}}}},} 其中 G{displaystyle G} 是万有引力常数， M{displaystyle M} 是透鏡星體的質量。 c{displaystyle c} 是光速， dL{displaystyle d_{L}} 是透鏡星體的角直徑距離， dS{displaystyle d_{S}} 是來源的角直徑距離， dLS{displaystyle d_{LS}} 是兩者的角直徑距離。 歷史 觀測所得的照片。 SDP.81 宇宙大笑脸 [1] SDSSJ0946+1006 SDSS J114833.14+193003.2 參見 维基共享资源中相关的多媒体资源： 愛因斯坦環 愛因斯坦半徑 （ 英语 ： Einstein radius ） 爱因斯坦十字 引力透鏡效應 延伸閱讀 Kochanek, C.S.; C.R. Keeton and B.A. M

本条目 需要擴充。 （2018年11月16日） 请協助改善这篇條目，更進一步的信息可能會在討論頁或扩充请求中找到。请在擴充條目後將此模板移除。 重力透鏡 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 查 论 编 引力透镜效應 （ gravitational lensing ），根據廣義相對論，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，可以帮助研究中间作為“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同，引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。 一般从数学上来讲，面质量密度（ κ {displaystyle kappa } ）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像，甚至圆弧（又称“爱因斯坦环”，Einstein Ring），而弱透镜区域则只产生比较小的扭曲。强透镜方法通过对爱因斯坦环的曲率和多个像的位置的分析，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像的统计分析，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的方法。 1980年，天文学家观测到类星体Q0957+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲，形成了两个一模一样的类星体的像。这是人类第一次观察到引力透镜效应。 播放媒体 星系引力透镜效应 重力透镜效应模拟 效應描述 @media all and (max-width:720px){.mw-parser-output .tmulti>.thumbinner{width:100%!important;max-wi

橢圓星系 （Elliptical galaxy）是哈伯星系分類中的一種類型，具有下列的物理特徵： 位於后发座星系團邊緣的巨大橢圓星系NGC 4881（在左上方的球狀發光體） 恆星的運動是以不規則的運動為主，不同於漩渦星系的以自轉運動為主，只有少許的不規則運動。 只有少許的星際物質、年輕的恆星很少、疏散星團的數量也不多。 恆星多是年老的，屬於第二星族的恆星。 較大的橢圓星系，都有以老年恆星為主的球狀星團。 橢圓星系的傳統形象是最初的爆發之後，恆星形成過程已經結束的星系，只留下衰老中的恆星仍在閃爍著光輝，但偶爾仍會有少量的恆星形成。通常，橢圓星系看起來是黃色或紅色，與在旋臂上有高熱的年輕恆星，發出淡藍色調的螺旋星系對比有很大的差異。 橢圓星系的質量和尺度有很大的範圍：从几百秒差距到十萬秒差距不等，質量從10 7 到接近10 13 太陽質量。最小的矮橢球星系可能不會比典型的球狀星團大，但因為擁有相當數量的暗物質，所以不能歸類為星團。大部份這些小的橢圓星系都與其它的橢圓星系沒有關聯性。已知最大的單一星系M87（NGC4486）是橢圓星系。橢圓星系的尺度比任何其他種類的星系都更為寬廣。 橢圓球的形狀曾經被認為是球體被拉長的程度不同所造成的，所以哈伯星系分類將橢圓星系依照扁率從非常接近球狀的E0，到非常扁平的E7。現在則認為橢圓星系的扁平率都相差不大，哈伯分類上的差異只是觀測的角度不同造成的結果。 橢圓星系有兩種不同的物理類型："盒狀的"巨大橢圓星系，是因為有些區域的不規則運動（非對稱的隨機運動）比其他的區域明顯造成的；和"盤狀的"普通大小和低亮度，有著各項同性的隨機運動，並且被星系自轉拉平的橢圓星系。 矮橢圓星系可能不是真的橢圓星系，她們的一些特徵像是不規則星系與晚期的旋渦星系，許多天文學家現在因此稱呼她們為「矮橢球」（注意：這仍然是有爭議的題目）。 橢圓形和星系盤的核心突起有相似的特徵，並且一般都視為相同的物理現象。橢圓星系傾向集中在星系團的核心和存在於緊密集團的星系。最近的一些觀測發現少數的橢圓星系中存在著藍色的年輕星團，這可以解釋為星系的發展和演變中發生星系合併的現象。目前的想法是：橢圓星系是兩個形態可能不同，但質量相當的星系發生碰撞與經歷長期合併作用的結果。 這種型態的星系合