Utiliser les effets de lentille gravitationnelle pour détecter et cartographier la distribution de la matière noire dans l'univers.La lentille gravitationnelle est un phénomène prédit par la relativité générale d'Einstein : les objets massifs comme les galaxies ou les trous noirs courbent le trajet de la lumière qui passe à proximité, agissant comme une lentille géante. Lorsque cette lentille est causée par la matière noire — la substance invisible qui pèse cinq fois plus que la matière ordinaire — elle déforme les images des galaxies d'arrière-plan de manière caractéristique. En cartographiant ces déformations, les astronomes peuvent retracer la distribution de la matière noire même si elle n'émet aucune lumière. Cette technique est devenue une pierre angulaire de la cosmologie moderne, révélant que la matière noire forme un vaste réseau cosmique de filaments et de halos autour des galaxies.
Le concept de lentille gravitationnelle a été discuté pour la première fois par Einstein en 1936, mais la première lentille observée a été le « quasar double » en 1979. La cartographie de la matière noire par lentille faible a été pionnière dans les années 1990 par des groupes incluant Anthony Tyson et Yannick Mellier.
La lumière d'une galaxie lointaine se propage en ligne droite dans l'espace vide, mais lorsqu'elle traverse une région contenant de la matière noire, le champ gravitationnel courbe l'espace-temps. La lumière suit des trajectoires courbes, de sorte que la galaxie apparaît décalée, étirée, ou même divisée en plusieurs images. Le degré de déformation dépend de la masse de la matière noire le long de la ligne de visée. En mesurant statistiquement les formes de millions de galaxies d'arrière-plan, les astronomes peuvent reconstruire la carte de la matière noire — une méthode appelée lentille faible. La lentille forte, où une seule galaxie est spectaculairement déformée en arcs ou en anneaux, fournit une sonde plus directe mais plus rare.
La lentille gravitationnelle est utilisée pour cartographier les distributions de matière noire dans les amas de galaxies, mesurer le taux d'expansion de l'univers, et même détecter des exoplanètes via des événements de microlentille.
Les images les plus célèbres du télescope spatial Hubble, les champs profonds, sont en réalité des lentilles gravitationnelles — les faibles taches des galaxies lointaines sont magnifiées et déformées par la matière noire au premier plan.
| β | variable | ratio of angular diameter distances — distance ratio |
| D_ds | variable | angular diameter distance from lens to source — distance de diamètre angulaire metre |
| D_s' | variable | angular diameter distance from observer to source in a reference cosmology — distance de diamètre angulaire metre |
| D_ds' | variable | angular diameter distance from lens to source in a reference cosmology — distance de diamètre angulaire metre |
| D_s | variable | angular diameter distance from observer to source — distance de diamètre angulaire metre |
| \theta_E | variable | Angular radius of the Einstein ring — einstein radius angle radian |
| G | variable | Gravitational constant — constante gravitationnelle cubic metre per kilogram per second squared |
| M | variable | Mass of the lensing object — masse kilogram |
| c | variable | Speed of light in vacuum — vitesse de la lumière metre per second |
| D_{LS} | variable | Angular diameter distance between lens and source — distance metre |
| D_L | variable | Angular diameter distance from observer to lens — distance metre |
| D_S | variable | Angular diameter distance from observer to source — distance metre |
| \sqrt{} | opérateur | Takes the square root of the argument — racine carrée |
| N | variable | number of objects — number of objects |
| L | variable | luminosity of objects — luminosité watt |
| α | variable | power-law index (slope) — power law index |
| d/dL | opérateur | differentiation with respect to luminosity — derivative with respect to luminosity |
| C^ell | variable | Angular power spectrum at multipole ell — angular power spectrum |
| z | variable | Redshift — décalage vers le rouge |
| H(z) | variable | Hubble parameter at redshift z — hubble parameter kilometre per second per megaparsec |
| chi(z) | variable | Comoving distance to redshift z — comoving distance metre |
| W(z) | variable | Window function (selection function) at redshift z — window function |
| P(k,z) | variable | Three-dimensional power spectrum at wavenumber k and redshift z — spectre de puissance cubic metre |
| k | variable | Wavenumber — nombre d'onde reciprocal metre |
| ell | variable | Multipole moment — multipole moment |
| c | constante | Fundamental constant relating distance and time in relativity — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
| ∫ dz | opérateur | Sum over all redshifts along the line of sight — opérateur intégral |
| M | variable | stellar mass — masse kilogram |
| L | variable | stellar luminosity — luminosité watt |
| M_sun | variable | solar mass — masse kilogram |
| L_sun | variable | solar luminosity — luminosité watt |
| a | constante | empirical slope of the relation — empirical slope = 3.5 |
| b | constante | empirical intercept of the relation — empirical intercept = 0 |
| log10 | opérateur | base-10 logarithm — logarithme décimal |
| \Delta t | variable | time delay between images — délai temporel second |
| D_{\Delta t} | variable | time delay distance — distance metre |
| \Delta\phi | variable | difference in lensing potential — lensing potential difference |
| c | constante | speed of light in vacuum — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
