Thấu Kính Hấp Dẫn – Wikipedia Tiếng Việt

Bước tới nội dung

Nội dung

chuyển sang thanh bên ẩn

• Đầu
• 1 Xem thêm
• 2 Tham khảo
• 3 Liên kết ngoài

• Bài viết
• Thảo luận

Tiếng Việt

• Đọc
• Sửa đổi
• Sửa mã nguồn
• Xem lịch sử

Công cụ Công cụ chuyển sang thanh bên ẩn Tác vụ

• Đọc
• Sửa đổi
• Sửa mã nguồn
• Xem lịch sử

Chung

• Các liên kết đến đây
• Thay đổi liên quan
• Trang đặc biệt
• Liên kết thường trực
• Thông tin trang
• Trích dẫn trang này
• Lấy URL ngắn gọn
• Tải mã QR

In và xuất

• Tạo một quyển sách
• Tải dưới dạng PDF
• Bản để in ra

Tại dự án khác

• Wikimedia Commons
• Khoản mục Wikidata

Giao diện chuyển sang thanh bên ẩn Bách khoa toàn thư mở Wikipedia

Thấu kính hấp dẫn là một hiện tượng thiên văn, xảy ra khi ánh sáng (và sóng điện từ nói chung) phát ra từ một vật thể bị lệch hướng trên đường đi dưới tác dụng của lực hấp dẫn khi qua gần các thiên thể khác.

Thuyết tương đối rộng
G μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν {\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}
Dẫn nhập · Lịch sử · Nguyên lý toán họcKiểm chứng
Khái niệm cơ sởThuyết tương đối hẹpNguyên lý tương đươngTuyến thế giới · Hình học Riemann
Hiệu ứng và hệ quảBài toán Kepler · Thấu kính · SóngKéo hệ quy chiếu · Hiệu ứng trắc địaChân trời sự kiện · Điểm kì dị Lỗ đen
Phương trìnhTuyến tính hóa hấp dẫnHình thức hậu NewtonPhương trình trường EinsteinPhương trình đường trắc địaPhương trình FriedmannHình thức luận ADMHình thức luận BSSNPhương trình Hamilton–Jacobi–Einstein
Lý thuyết phát triểnKaluza–KleinHấp dẫn lượng tử
Các nghiệmSchwarzschild Reissner–Nordström · GödelKerr · Kerr–NewmanKasner · Taub-NUT · Milne · Robertson–WalkerSóng-pp ·
Nhà vật lýEinstein · Lorentz · Hilbert · Poincare · Schwarzschild · Sitter · Reissner · Nordström · Weyl · Eddington · Friedman · Milne · Zwicky · Lemaître · Gödel · Wheeler · Robertson · Bardeen · Walker · Kerr · Chandrasekhar · Ehlers · Penrose · Hawking · Taylor · Hulse · Stockum · Taub · Newman · Khâu Thành Đồng · Thornekhác
Không–thời gianKhông gianThời gianĐường cong thời gian đóngLỗ sâu Không thời gian MinkowskiBiểu đồ không thời gian
x t s

Sự bẻ cong đường đi của ánh sáng bởi lực hấp dẫn đã được lý thuyết tương đối rộng tiên đoán và được kiểm chứng lần đầu vào lần nhật thực năm 1919. Ánh sáng càng bị bẻ cong khi đi gần các vật thể có mật độ khối lượng càng lớn. Do đó hiện tượng này được quan sát rõ hơn nếu ánh sáng đi qua gần các hố đen hay các thiên hà. Lúc đó hình ảnh của các ngôi sao hay nguồn phát sáng bị thay đổi, chia làm nhiều phần hay được hội tụ, làm cường độ sáng tăng lên, cho phép quan sát vật ở xa.

Sự tăng cường độ sáng hay thay đổi hình dạng đột ngột của một thiên thể ở xa cũng là dấu hiệu cho thấy giữa nguồn sáng và người quan sát có vật thể khối lượng lớn bay qua; đây là một trong các phương pháp thực nghiệm để phát hiện hố đen.

Xem thêm

[sửa | sửa mã nguồn]

• Vòng Einstein
• Thấu kính
• Hố đen

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn] Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Thấu kính hấp dẫn.

• "Thấu kính hấp dẫn" biến một thiên hà thành sáu Lưu trữ 2006-05-15 tại Wayback Machine
• Thấu kính hấp dẫn phát hiện một thiên hà tí hon ở rất xa Lưu trữ 2007-03-12 tại Wayback Machine
• Thấu kính hấp dẫn giúp Hubble phát hiện vật thể xa nhất Lưu trữ 2007-03-12 tại Wayback Machine

x t s Lỗ đen
Loại	BTZ black hole Schwarzschild Quay Tích điện Ảo Kugelblitz Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen nguyên thủy
Kích cỡ	Siêu nhỏ Tối đại Electron Sao Microquasar Khối lượng trung gian Siêu khối lượng Nhân thiên hà hoạt động Chuẩn tinh Blazar
Sự hình thành	Tiến hóa sao Suy sụp hấp dẫn Sao Neutron Liên kết liên quan Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Sao lùn trắng Liên kết liên quan Supernova Liên kết liên quan Hypernova Chớp tia gamma Lỗ đen đôi
Tính chất	Điểm kì dị hấp dẫn Ring singularity Định lý Chân trời sự kiện Mặt cầu photon Innermost stable circular orbit Vùng sản công Quá trình Penrose Quá trình Blandford–Znajek Đĩa bồi tụ Bức xạ Hawking Thấu kính hấp dẫn Bồi tụ Bondi Liên hệ M–sigma Dao động gần tuần hoàn Nhiệt động lực học Tham số Immirzi Bán kính Schwarzschild Spaghetti hóa
Các vấn đề	Black hole complementarity Nghịch lý thông tin Cosmic censorship ER = EPR Final parsec problem Firewall (physics) Holographic principle Định lý không có tóc
Các mêtric	Schwarzschild Derivation Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman Hayward
Giải pháp	Nonsingular black hole models Ngôi sao đen Sao tối Dark-energy star Gravastar Magnetospheric eternally collapsing object Planck star Sao Q Fuzzball
Tương tự	Optical black hole Sonic black hole
Danh sách	Lỗ đen Lớn nhất Gần nhất Quasar Microquasars
Mô hình	Điểm kì dị hấp dẫn Định lý kì dị Penrose–Hawking Lỗ đen nguyên thủy Gravastar Sao tối Sao năng lượng tối Sao đen Quả bóng rối Lỗ trắng Kì dị trần trụi Kì dị vòng Tham số Immirzi Mô hình màng Kugelblitz Lỗ sâu Thiên thể giả sao
Giả tưởng	Lỗ đen trong giả tưởng Star Trek (2009) Hố đen tử thần (2014)
Liên quan	Outline of black holes Sonic black hole Black Hole Initiative Black hole starship Sao đặc Sao kỳ lạ Sao quark Sao Preon Gamma-ray burst progenitors Thế hấp dẫn Hypercompact stellar system Membrane paradigm Điểm kỳ dị trần trụi Sao lỗ đen Sao tối Rossi X-ray Timing Explorer Timeline of black hole physics Lỗ trắng Lỗ sâu Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen XMM - Newton Vệ tinh tia X Chandra Vệ tinh tia gamma Fermi NuStar Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ Tàu không gian lỗ đen
Thể loại Hình ảnh

x t s Thuyết tương đối
Thuyếttương đốihẹp	Cơ bản Nguyên lý tương đối  · Giới thiệu thuyết tương đối hẹp  · Thuyết tương đối hẹp  · Lịch sử Cơ sở Chuyển động học Hệ quy chiếu Tốc độ ánh sáng Phương trình Maxwell Công thức Nguyên lý tương đối Galileo Phép biến đổi Galilei Phép biến đổi Lorentz Hệ quả Sự giãn thời gian Khối lượng trong thuyết tương đối hẹp Sự tương đương khối lượng-năng lượng Sự co độ dài Tính tương đối của sự đồng thời Hiệu ứng Doppler tương đối tính Tiến động Thomas Không–thời gian Không thời gian Minkowski Tuyến thế giới Biểu đồ Minkowski Nón ánh sáng
Thuyếttương đốirộng	Cơ bản Giới thiệu thuyết tương đối rộng Phát biểu toán học của thuyết tương đối rộng Thuyết tương đối rộng Lịch sử Khái niệm cơ sở Thuyết tương đối hẹp Nguyên lý tương đương Tuyến thế giới Hình học Riemann Biểu đồ không thời gian Không thời gian trong thuyết tương đối rộng Hiệu ứng Bài toán Kepler trong thuyết tương đối rộng Thấu kính hấp dẫn Sóng hấp dẫn Kéo hệ quy chiếu Hiệu ứng đường trắc địa Chân trời sự kiện Điểm kì dị không-thời gian Lỗ đen Phương trình Tuyến tính hóa hấp dẫn Phương pháp tham số hóa hậu Newton Phương trình trường Einstein Đường trắc địa trong thuyết tương đối rộng Phương trình Friedmann Phương pháp ADM Phương pháp BSSN Phương trình Hamilton–Jacobi–Einstein Lý thuyết phát triển Thuyết Kaluza–Klein Hấp dẫn lượng tử Nghiệm chính xác Mêtric Schwarzschild Mêtric Reissner–Nordström Mêtric GödelMêtric Kerr Mêtric Kerr–Newman Mêtric Kasner Chân không Taub-NUT Mô hình Milne Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker Không thời gian pp-sóng Bụi van Stockum
Nhà khoa học	Einstein Lorentz Hilbert Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedmann Milne Zwicky Lemaître Gödel Wheeler Robertson Bardeen Walker Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Taylor Hulse Stockum Taub Newman Khâu Thorne Weiss Bondi Misner Những nhà khoa học nghiên cứu thuyết tương đối rộng
Thể loại	Thuyết tương đối

Cổng thông tin:

• vật lý
• thiên văn học

Bài viết liên quan đến thiên văn học này vẫn còn sơ khai. Bạn có thể giúp Wikipedia mở rộng nội dung để bài được hoàn chỉnh hơn. x t s

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Thấu_kính_hấp_dẫn&oldid=71104065” Thể loại:

• Sơ khai thiên văn học
• Tác dụng của lực hấp dẫn
• Thấu kính hấp dẫn
• Vật lý thiên văn
• Cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ

Thể loại ẩn:

• Bản mẫu webarchive dùng liên kết wayback
• Tất cả bài viết sơ khai