Utiliser la déviation de la lumière par la gravité pour mesurer les structures cosmiques et en déduire des propriétés comme la distribution de la matière noire.L'analyse par lentille gravitationnelle utilise la déviation de la lumière par les objets massifs pour cartographier la répartition de la matière dans l'univers, y compris la matière noire. Lorsque la lumière de galaxies lointaines passe près d'un objet massif au premier plan, sa trajectoire est courbée, créant des images déformées, agrandies ou multiples. En analysant ces distorsions, les astronomes peuvent déduire la distribution de masse de l'objet qui agit comme lentille, même si cette masse est invisible, comme c'est le cas pour la matière noire.
La théorie de la lentille gravitationnelle a été dérivée pour la première fois par Einstein en 1936, mais la première lentille gravitationnelle complète a été découverte en 1979. L'effet de lentille faible est devenu un outil cosmologique majeur dans les années 1990 et 2000.
Le champ gravitationnel d'un objet massif agit comme une lentille, déviant les rayons lumineux conformément à la relativité générale. Dans le cas d'une lentille forte, cela produit des effets spectaculaires comme les anneaux d'Einstein et les images multiples. Dans le cas d'une lentille faible, la distorsion est subtile, mais en analysant statistiquement les formes de nombreuses galaxies d'arrière-plan, les astronomes peuvent cartographier la distribution de la matière noire. Le degré de distorsion dépend de la masse et de la distance de la lentille, ce qui permet des mesures précises de la structure cosmique.
La lentille gravitationnelle est utilisée pour cartographier la matière noire dans les amas de galaxies, mesurer le taux d'expansion de l'univers et détecter des exoplanètes par microlentille. Elle aide également à tester les théories de la gravité modifiée.
Un seul amas de galaxies peut agir comme une lentille gravitationnelle, produisant plusieurs images de la même galaxie d'arrière-plan, parfois disposées en un anneau d'Einstein presque parfait.
| 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 | Einstein ring angular radius — angle radian |
| M | variable | Mass of the lensing object — masse kilogram |
| D_{\rm LS} | variable | Angular diameter distance from lens to source — distance metre |
| D_{\rm L} | variable | Angular diameter distance from observer to lens — distance metre |
| D_{\rm S} | variable | Angular diameter distance from observer to source — distance metre |
| G | constante | Universal constant of gravitation — constante gravitationnelle = 6.67430e-11 cubic metre per kilogram per second squared |
| c | constante | Speed of light in vacuum — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
| \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 |
