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== Il microlensing ==
{{Uvedi anche|Microlenti gravitazionali|astronomia|maggio 2013}}
Convenzionalmente si definiscono microlenti le sorgenti di lenti gravitazionali che hanno masse di piccole dimensioni, come ad esempio i pianeti gassosi. Le microlenti gravitazionali producono solo una variazione della luminosità apparente di un corpo celeste nello sfondo, ma permettono di rilevare la presenza di corpi celesti anche di piccole dimensioni che non emettono luce o altra radiazione elettromagnetica.
Il microlensing riguarda l'amplificazione o la distorsione dell'emissione elettromagnetica di circoscritti oggetti astronomici da parte di altri corpi con essi comparabili, ad esempio effetti lente fra una stella e qualche altro oggetto compatto, come un pianeta gigante o una [[pulsar]]. Generalmente si parla di microlensing galattico in quanto, essendo un effetto riguardante oggetti come stelle e pianeti, è difficile da osservare su scala extragalattica. Mentre il lensing più evidente riguarda oggetti e loro agglomerati di molti ordini di misura più grandi e lontani di quelli suddetti: come [[quasar]], [[galassie]] individuali (soprattutto ellittiche e a spirale), o loro ammassi (e super-ammassi) e con [[redshift]] variamente distribuiti.
Genericamente si denominano '''microlenti gravitazionali''' quegli specifici oggetti che, oltre a contribuire alla massa complessiva delle galassie producenti l'effetto lente, in particolari casi con la loro propria massa individuale riescono a produrne uno anch'essi, seppur di minor potenza e per un limitato periodo. Bodhan Paczynski, nella prima metà degli [[anni 1980|anni ottanta]], valutò che tali singole entità (compresa materia oscura non visibile formata da [[nane brune]] interne alla [[Via Lattea]]), non troppo distanti dalla Terra e generalmente inferiori alle dimensioni solari (minore a 0,05 masse-solari) pur possedendo forza gravitazionale astronomicamente trascurabile, se per il complessivo moto orbitale galattico si posizionano con un notevole grado d'allineamento fra osservatore e un qualche eventuale corpo emittente, causano modifiche della luminosità percepita proveniente da tale emittente, permettendone così la rivelazione (e valutazione di rispettive proprietà fisiche), anche qualora questi ultimi siano molto distanti. In tali casi è dunque principalmente il grado d'allineamento spaziale e ottico rispetto all'osservatore, piuttosto che elevata quantità e distribuzione della massa, a svolgere un ruolo astronomico determinante (nel senso dell'effetto lente).
Convenzionalmente si definiscono microlenti le singole masse che attuano un'amplificazione apparente (rispetto agli osservatori) di circa il 35% della luminosità recepita. Importante è che tali variazioni sono acromatiche (cambia l'intensità ma non il colore dei raggi captati): così da poterle distinguere da alterazioni di luce di processi nucleari intrinseci alle sorgenti stellari, atti anch'essi ad intensificare le irradiazioni. Ciò permette di dedurre se le variazioni misurate dipendano o meno dall'interposizione di qualche oggetto che altrimenti sfuggirebbe alla rivelazione astronomica. La precisione dell'allineamento fra microlente, origine emittente e osservatore, per risultare visivamente efficiente, si calcola debba quantificarsi nell'ordine dei milionesimi di secondo d'arco misurati sulla [[volta celeste]], cioè ai limiti della sensibilità risolutiva dei contemporanei telescopi. Pur elaborando frequenza e tragitti possibili delle orbite dei più numerosi corpi di questo genere, per ora manca la capacità di prevedere in anticipo la realizzazione di questi eventi. Allora per scovare tali oggetti, a partire da dimensioni poco superiori a quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], approfittando del succitato loro effetto, si deve operare (anche appoggiandosi a conti probabilistici) monitorando ampie quantità di stelle e in più bande spettrali. Si stima che un corpo di massa solare 0,005 possa produrre un fenomeno di microlensing per circa 2 stelle ogni 100.000 anni. Nell'ultimo decennio del [[XX secolo|Novecento]] équipe di ricerca cominciarono a prodigarsi in tale studio, ottenendo esito positivo; come il gruppo OGLE (''Optical Gravitational Lensing Experiment'') che nel 1993 concluse proficuamente l'analisi d'un milione di stelle situate verso il nostro centro galattico.
[[File:Abell1689 HST 2003-01-a-1280 wallpaper.jpg|thumb|left|upright=1.4|Lenti gravitazionali nell'ammasso di galassie [[Abell 1689]]; gli effetti della lente sono dei sottili archi luminosi visibili solo quando si ingrandisce questa immagine.]]
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