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[[File:Gravitational lens-full.jpg|thumb|upright=1.4|La deviazione della luce di una galassia distante intorno ad un oggetto massivo.<br>Le frecce arancioni indicano la posizione apparente della galassia distante. Le frecce bianche il reale percorso della luce]]
[[File:Black hole lensing web.gif|thumb|Simulazione di Lente Gravitazionale, il passaggio di una galassia dietro a un buco nero in primo piano]]
In [[astronomia]], una '''lente gravitazionale''' è una distribuzione di materia, come una galassia o un buco nero, in grado di deflettere la [[radiazione elettromagnetica]] in transito emessa da qualche sorgente, sia alle lunghezze d'onda della [[luce]] visibile sia a quelle non visibili. La traiettoria dei raggi luminosi è influenzata dalla curvatura dello [[spazio-tempo]] prodotta dai corpi celesti, in accordo con la [[teoria della relatività generale]], e può accadere in alcuni casi che la deformazione si comporti a tutti gli effetti come una [[lente]] ottica. Le prime evidenze sperimentali di tale effetto furono raccolte nel 1919 osservando durante una eclissi totale la deflessione dei raggi luminosi delle stelle prodotta dal Sole,<ref>{{cita pubblicazione|autore=F. W. Dyson|data=1 Gennaio 1920|titolo=A Determination of the Deflection of Light by the Sun's Gravitational Field, from Observations Made at the Total Eclipse of May 29, 1919|rivista=Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=220|issue=571–581|pagine=291–333|bibcode=1920RSPTA.220..291D|doi=10.1098/rsta.1920.0009|coautori=Eddington, A. S., Davidson, C.}}</ref> da allora un grande numero di lenti gravitazionali è stato scoperto grazie agli sviluppi tecnologici della strumentazione astronomica.
In [[fisica]] si definisce '''lente gravitazionale''' il fenomeno caratterizzato dalla deflessione della [[radiazione elettromagnetica]] (sia lunghezze e frequenze di onde luminose percepibili dal nudo occhio umano sia quelle non visibili ad esso) emessa da qualche sorgente a causa della presenza di una [[massa (fisica)|massa]], sufficientemente grande, posta tra detta sorgente e un osservatore (qualunque apparato in grado di captare la radiazione emessa), tale deviazione della radiazione è proporzionata al [[Baricentro (geometria)|baricentro]] fisico della quantità di massa interposta. Nella generalità dei casi trattasi di fenomeno manifesto nello spazio cosmico.
InL'effetto ambitofinale astronomico,di relativamenteuna aglilente apparatigravitazionale riceventi,è si produce unala deformazione apparente deldell'immagine corpodei (oggettocorpi d'osservazione)celesti emittentela e/ocui unoluce sdoppiamentoemessa osi moltiplicazionetrovi dellaa suapassare immaginenei e/opressi l'intensificazionedelle apparentemasse dellache suaproducono lucela (anchecurvatura [[magnitudinedello apparente]])spazio-tempo. InoltrePuò laaccadere curvaturache ola deviazione dei raggi fa sembrare, per effettofaccia prospettico,apparire la loro sorgente spostata rispetto alla sua posizione reale (vedi figura in alto a destra). Per gli stessi motivi tali immagini frequentemente mostrano (in modo più o meno accentuato) tendenza a schiacciamento e estensione come lungo il segmento d'una curva e ciò fa comprendere il loro assoggettamento a quest'effetto anche qualora il baricentro massivo che ne è causa non risulti astronomicamente distinguibile. ▼Tale modifica di traiettoria dei raggi elettromagnetici si deve alla curvatura dello [[spazio-tempo]] prodotta da detta massa, secondo le proprietà determinate nella [[teoria della relatività generale]]. In questi casi la focalizzazione finale è simile a quella di una [[lente]] ottica convergente di varia grandezza e forma.
▲In ambito astronomico, relativamente agli apparati riceventi, si produce una deformazione apparente del corpo (oggetto d'osservazione) emittente e/o uno sdoppiamento o moltiplicazione della sua immagine e/o l'intensificazione apparente della sua luce (anche [[magnitudine apparente]]). Inoltre la curvatura o deviazione dei raggi fa sembrare, per effetto prospettico, la loro sorgente spostata rispetto alla sua posizione reale (vedi figura in alto a destra). Per gli stessi motivi tali immagini frequentemente mostrano (in modo più o meno accentuato) tendenza a schiacciamento e estensione come lungo il segmento d'una curva e ciò fa comprendere il loro assoggettamento a quest'effetto anche qualora il baricentro massivo che ne è causa non risulti astronomicamente distinguibile.
Le lenti gravitazionali sono evidenti su scala galattica ed extragalattica, possono divenirne causa (distintamente osservabile) singoli o più oggetti sufficientemente grandi e massivi interni, dal nostro punto di vista, alla galassia (ad es. stella o [[buco nero]]) oppure esterni come [[quasar]], qualche [[galassia]] singola o un loro raggruppamento, quali un ammasso o un super [[ammasso di galassie]]. In un caso e nell'altro ha effetti rilevabili anche la massa della [[materia oscura]] presente all'interno o intorno a suddette strutture cosmiche<ref>{{Cita libro|titolo=William J.Kaufmann. "Le Nuove Frontiere Dell'Astronomia"
I rispettivi oggetti che generano tale fenomenica vengono classificati usando le espressioni [[Lingua anglosassone|anglosassoni]] diffuse nella letteratura astronomica, entro la scala galattica si definiscono ''microlensing'' o [[microlenti gravitazionali]].
Tale effetto fu previsto [[teoria|teoricamente]] in base alle implicazioni relativistiche generali, come una logica conseguenza della teoria einsteiniana, ma la maggior parte delle sue varie manifestazioni ipotizzate cominciarono a venir convalidate a partire dalla metà degli [[anni 1980|anni ottanta]], quando si dispose di strumentazione astronomica più potente e adeguata.
<!-- Se la curvatura dello spazio-tempo generata dalla massa è sufficientemente marcata si verifica un'intensificazione della luminosità apparente della sorgente , causata da una convergenza dei raggi luminosi. La loro concentrazione può esser focalizzata relativamente a qualche specifico posto esterno (all'orizzonte della lente); in pratica il fascio di radiazioni è convogliato verso definite regioni del cosmo e solo in specifici punti riceventi è captabile un maggior impulso energetico oppure una più elevata e stabile luminosità: ciò vale per tutta la gamma o varietà di radiazioni dello spettro elettromagnetico. (Un po' come avviene con una piccola lente ottica qualora si tenti d'infiammare un frammento di carta o d'erba indirizzando e concentrando su un loro punto la luce solare altrimenti diffusa).<ref>Enciclopedia della Scienza Vol. I, "L'universo" (Milano, 2005) - curatore: prof. G.F. Bignami(Università di Pavia); [[William J. Kaufmann]], ''Le nuove frontiere dell'Astronomia'', Cap. 15 (Sansoni, Firenze 1980):"''...un buco nero può focheggiare la radiazione in certe direzioni in modo che un osservatore distante potrebbe vedere un impulso eccezionalmente intenso d'energia.''"</ref>
Così la [[magnitudine apparente]] di stelle, ad esempio appartenenti alle [[Nubi di Magellano]] o in vicinanza del centro galattico può amplificarsi per causa d'altri singoli astri (al limite in combinazioni binaria), stelle attive o anche corpi massicci più o meno visibili come i [[Macho (fisica)|MACHO]]. I in quanto si tratta d'oggetti di misura circoscritta, essendo compresi nel singolo volume della galassia; qui per la produzione di tale effetto, essendo il nostro punto osservativo più prossimo ad essi, acquistano qualche rilevanza anche le rispettive velocità orbitali.
Merito dei progrediti telescopi (con altissima definizione rispetto all'epoca in cui sorse l'idea) e apparati (anche satellitari) sensibili abbastanza per recepire emissioni termiche, e più deboli (come le microonde fossili della [[radiazione di fondo cosmico]]), fino ai ''raggi x'' o ai potenti lampi '''γ''' (gamma). -->
== Il microlensing ==
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