L'effet de lentille gravitationnelle a été confirmé pour la première fois lors de l'éclipse solaire de 1919, lorsque des astronomes ont mesuré la courbure de la lumière d'étoiles situées près du Soleil, validant ainsi une prédiction clé de la relativité générale. Aujourd'hui, ce phénomène est un outil précieux pour les astronomes : il permet d'observer des objets très lointains et peu lumineux qui seraient autrement invisibles, de cartographier la distribution de la matière sombre dans les amas de galaxies, et même d'estimer la valeur de la constante de Hubble en mesurant les délais entre les différentes images d'une même source.
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L'amas de galaxies Abell 370, dont le champ gravitationnel est à l'origine de la formation
de multiples arcs, qui sont les images déformées de galaxies en arrière plan.
Crédit : NASA, ESA, Jennifer Lotz et la HFF Team (STScI).

Conditions et géométrie.
Le concept de lentille gravitationnelle procède directement de la relativité générale, où la présence de masse-énergie courbe l'espace-temps et modifie les trajectoires des géodésiques lumineuses. La lumière ne subit pas une force au sens classique : elle suit la structure métrique locale, ce qui se traduit, pour un observateur, par une déviation apparente lorsque le rayonnement passe à proximité d'un potentiel gravitationnel. Dans l'approximation de champ faible et de lentille mince (valide pour la majorité des systèmes astrophysiques), la déflexion angulaire est proportionnelle au gradient du potentiel projeté, ce qui permet de ramener le problème à une cartographie bidimensionnelle dans le plan de la lentille.

La condition fondamentale de formation d'une lentille est l'alignement relatif entre une source lumineuse distante (quasar ou galaxie, situés à plusieurs milliards d'années-lumière), un objet lentille (galaxie, amas de galaxies, etc.) et un observateur. Plus cet alignement est précis, plus les effets sont spectaculaires. Lorsque la symétrie est quasi parfaite, l'image de la source peut se transformer en anneau complet, appelé anneau d'Einstein. Dans les cas plus généraux, on observe des images multiples, des arcs ou des déformations tangentielles. La taille angulaire caractéristique de ces effets est donnée par le rayon d'Einstein, qui dépend de la masse de la lentille et de la configuration géométrique des distances angulaires entre source, lentille et observateur.

La description géométrique repose sur l'équation de lentille, qui relie la position angulaire vraie de la source, la position observée de l'image et le terme de déflexion. Cette équation introduit une non-linéarité essentielle : plusieurs solutions peuvent exister pour une même source, d'où une possible multiplicité d'images. Le formalisme utilise les distances angulaires dans un univers en expansion, ce qui implique que la cosmologie sous-jacente (paramètres de densité, constante de Hubble) influence directement la géométrie observée des lentilles.

La structure interne de la lentille joue un rôle déterminant dans la morphologie des images. Une distribution de masse sphérique idéale produit des configurations relativement simples, tandis que des distributions elliptiques ou perturbées (présence de sous-halos et d'anisotropies) induisent des distorsions complexes. Les lignes critiques (dans le plan image) et les caustiques (dans le plan source) constituent des objets géométriques centraux : lorsqu'une source traverse une caustique, le nombre d'images change et leur amplification diverge formellement. Cette amplification est un autre aspect clé : la lentille agit comme un télescope gravitationnel, en augmentant la luminosité apparente de la source.

Types de lentilles gravitationnelles.
Les lentilles gravitationnelles constituent un spectre continu de manifestations liées à la structure de l'espace-temps, au sein duquel plusieurs types de référence peuvent être définis.

Selon l'intensité de l'effet.
On distingue plusieurs régimes de déflexion selon l'intensité de l'effet, ce qui reflète à la fois la masse de l'objet lentille et la qualité de l'alignement avec la source et l'observateur. Le régime de lentille forte correspond à la formation d'images multiples ou d'arcs prononcés, typiquement observés dans les amas de galaxies massifs. Le régime de lentille faible produit des distorsions subtiles des formes des galaxies d'arrière-plan, nécessitant une analyse statistique sur de grands échantillons pour reconstruire le champ de cisaillement gravitationnel. Enfin, le microlentillage intervient lorsque la lentille est un objet compact (étoile, planète), provoquant une variation temporelle de la luminosité sans résolution spatiale des images.

• Lentille gravitationnelle forte. - Dans le régime de lentille forte (strong lensing), les effets sont non linéaires et spectaculaires : la source peut apparaître sous forme de plusieurs images distinctes, d'arcs fortement étirés ou d'anneaux quasi complets. Ce régime est typiquement associé à des structures massives comme des galaxies elliptiques ou des amas de galaxies, où le potentiel gravitationnel est suffisamment profond pour produire des lignes critiques bien définies. La morphologie observée dépend fortement de la symétrie de la distribution de masse : une lentille axisymétrique idéale donne un anneau d'Einstein, tandis que des asymétries introduisent des configurations multiples non triviales, souvent décrites par des topologies de caustiques en forme de diamant.

• Lentille gravitationnelle faible. - Dans le régime de lentille faible (weak lensing), les déviations sont beaucoup plus petites et ne produisent pas d'images multiples résolues. L'effet se manifeste par une distorsion systématique mais ténue (quelques pourcents) des formes des galaxies d'arrière-plan, appelée cisaillement gravitationnel. Chaque galaxie étant intrinsèquement elliptique, l'effet n'est détectable qu'en moyenne statistique sur de larges ensembles. Ce type de lentille est fondamental en cosmologie observationnelle, car il permet de reconstruire les champs de masse projetée à grande échelle et de cartographier la distribution de matière sombre, indépendamment de son émission lumineuse. Il est aussi sensible à la croissance des structures et donc aux paramètres cosmologiques. 

• Microlentille. - Le microlentillage (microlensing) correspond à une configuration où la lentille est un objet compact de masse stellaire ou sub-stellaire, comme une étoile, une naine brune ou une planète. Dans ce cas, les images multiples existent en théorie mais sont séparées par des angles trop petits pour être résolus avec les instruments actuels. L'observable principal devient alors une variation temporelle de la luminosité apparente de la source, due au mouvement relatif entre la source, la lentille et l'observateur. La courbe de lumière suit une forme caractéristique symétrique dans le cas simple d'une lentille ponctuelle isolée, mais peut présenter des anomalies complexes si la lentille possède des compagnons (par exemple des systèmes planétaires). Ce régime est largement exploité pour détecter des exoplanètes et contraindre la population d'objets compacts dans les halos galactiques. 

• Les lentilles galactiques impliquent une galaxie individuelle comme déflecteur principal; elles produisent souvent des systèmes d'images multiples bien séparées, notamment dans le cas de quasars lointains. 

• Les lentilles d'amas de galaxies, beaucoup plus massives, génèrent des arcs géants et des distorsions étendues sur de grandes échelles angulaires, ce qui révèle la structure hiérarchique du potentiel gravitationnel. 

• Les lentilles stellaires, qui relèvent du microlentillage, sondent, à l'inverse, des échelles beaucoup plus petites et des masses individuelles.

• Les lentilles dites “simples” reposent sur des distributions de masse lisses et peuvent être modélisées par des profils analytiques comme la sphère isotherme singulière.

• Les lentilles “complexes” intègrent des sous-structures, des anisotropies ou des contributions multiples (par exemple une galaxie dans un amas), ce qui perturbe les configurations d'images et peut induire des anomalies de flux. Ces anomalies sont précisément utilisées pour détecter indirectement des sous-halos de matière sombre, invisibles autrement.

Il existe aussi des lentilles qui présentent des propriétés temporelles exploitables. Dans les systèmes à images multiples de sources variables (comme les quasars), les trajets optiques distincts induisent des délais temporels entre les variations observées dans chaque image. Ces délais dépendent à la fois de la géométrie de la lentille et du potentiel gravitationnel, ce qui en fait un outil de mesure directe de paramètres cosmologiques, notamment le taux d'expansion de l'univers (La constante de Hubble). 

Formule clé (approximation de la lentille mince).
Dans le cadre de l'approximation de la lentille mince, toute la déviation gravitationnelle est supposée se produire dans un plan unique perpendiculaire à la ligne de visée, ce qui revient à projeter la distribution tridimensionnelle de masse sur une densité de surface bidimensionnelle. Cette simplification est justifiée lorsque l'extension de la lentille le long de l'axe optique est petite devant les distances entre l'observateur, la lentille et la source. On travaille alors avec des angles plutôt qu'avec des positions physiques, ce qui permet d'exprimer la géométrie du problème dans un cadre purement angulaire.

La relation fondamentale reliant la position apparente de l'image à la position réelle de la source est donnée par l'équation de lentille, qui introduit explicitement le terme de déflexion gravitationnelle :

où β est la position angulaire intrinsèque de la source, θ la position angulaire observée de l'image, et (θ) l'angle de déflexion réduit, calculé dans le plan de la lentille. Les quantités DS et DLS sont des distances angulaires respectivement entre l'observateur et la source, et entre la lentille et la source. Cette équation est non linéaire en θ, ce qui explique l'existence possible de solutions multiples, correspondant à plusieurs images d'une même source.

Le coeur physique du problème réside dans le calcul de l'angle de déflexion. Dans le régime de champ faible, la déviation produite par une distribution de masse projetée Σ(ξ) s'exprime comme une intégrale sur le plan de la lentille, analogue à un champ newtonien bidimensionnel. On introduit alors le potentiel de lentille ψ(θ), qui est une version adimensionnée du potentiel gravitationnel projeté. Le champ de déflexion est simplement le gradient de ce potentiel, ce qui permet de reformuler l'équation de lentille sous une forme variationnelle, proche de l'optique géométrique. En explicitant cette structure, on obtient une forme très utilisée :

où κ(θ) est la convergence, définie comme le rapport entre la densité de masse projetée et une densité critique caractéristique du système. Cette densité critique dépend uniquement de la géométrie des distances angulaires, et fixe le seuil à partir duquel apparaissent des effets de lentille forte. Ainsi, κ mesure directement l'efficacité locale de la lentille à focaliser la lumière.

La transformation entre le plan source et le plan image est décrite par la matrice jacobienne de la transformation angulaire (L'algèbre linéaire). Cette matrice encode deux effets distincts : une amplification isotrope (convergence) et une distorsion anisotrope (cisaillement). Lorsque le déterminant de cette matrice s'annule, on atteint les lignes critiques dans le plan image, correspondant à des caustiques dans le plan source. À proximité de ces régions, l'amplification diverge formellement, ce qui explique l'apparition d'arcs lumineux très étirés ou d'anneaux.

Un cas particulier important est celui d'une lentille ponctuelle ou sphériquement symétrique, pour laquelle l'équation de lentille se simplifie considérablement. La solution dépend alors d'un unique paramètre d'échelle, le rayon d'Einstein, qui correspond à la position angulaire pour laquelle la source, la lentille et l'observateur sont parfaitement alignés. Dans ce cas, l'équation devient algébrique et admet explicitement deux solutions pour θ, correspondant à deux images situées de part et d'autre de la lentille.
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LRG 3-757, un anneau d'Einstein presque complet. Le champ gravitationnel d'une galaxie rouge lumineuse (LRG) au premier plan déforme l'image d'une galaxie bleue beaucoup plus lointaine.
Crédit : ESA / Hubble & NASA.

Applications astrophysiques.
Les lentilles gravitationnelles constituent aujourd'hui un outil central pour cartographier la distribution de masse dans l'univers, indépendamment de son contenu lumineux. En exploitant les distorsions observées dans le régime de lentille faible, on reconstruit le champ de convergence et de cisaillement, ce qui permet d'obtenir des cartes bidimensionnelles de la densité projetée. Cette approche est particulièrement puissante pour révéler la présence et la distribution de la matière sombre, qui n'émet pas de rayonnement mais domine le budget de masse des structures cosmiques. À grande échelle, ces mesures permettent d'étudier la croissance des structures et de contraindre les modèles cosmologiques, notamment en lien avec l'énergie sombre et l'évolution du contenu de l'univers.

Dans le régime de lentille forte, les systèmes à images multiples offrent un accès direct à la géométrie cosmologique. Lorsqu'une source variable, comme un quasar, est imagée en plusieurs positions, les différences de trajets optiques induisent des délais temporels mesurables entre les variations observées dans chaque image. L'analyse de ces délais, combinée à une modélisation précise du potentiel de la lentille, permet d'estimer la constante de Hubble et d'autres paramètres fondamentaux. Cette méthode est indépendante des échelles de distance classiques et constitue donc un test important des tensions actuelles en cosmologie observationnelle.

Les lentilles gravitationnelles amplifient la luminosité apparente des objets situés en arrière-plan. Cette amplification permet d'observer des galaxies extrêmement lointaines, situées à des décalages vers le rouge très élevés, qui seraient autrement inaccessibles même aux instruments les plus puissants. Grâce à cet effet, des structures formées peu après le big bang peuvent être étudiées en détail, fournissant des informations sur les premières phases de formation stellaire et galactique. Les observations réalisées avec des instruments comme le télescope spatial James Webb (JWST) exploitent systématiquement ces configurations pour sonder l'univers primordial.

À des échelles plus petites, le microlentillage est devenu une méthode de détection d'exoplanètes particulièrement efficace. Lorsqu'une étoile de premier plan agit comme lentille pour une étoile de fond, la présence d'une planète autour de la lentille introduit des perturbations caractéristiques dans la courbe de lumière observée. Cette technique est sensible à des planètes de faible masse et à grande distance de leur étoile, complétant ainsi les méthodes de transit et de vitesse radiale. Elle permet aussi de sonder des populations planétaires dans des régions de la Galaxie difficilement accessibles autrement.

Les lentilles gravitationnelles jouent également un rôle important dans l'étude de la structure interne des galaxies et des amas. Les anomalies de flux observées dans certains systèmes de lentille forte révèlent la présence de sous-structures de masse, souvent interprétées comme des sous-halos de matière sombre. Ces observations fournissent des contraintes directes sur la nature microscopique de cette composante, en testant les prédictions des modèles de matière sombre froide ou alternative. De plus, la reconstruction fine des potentiels de lentille permet d'étudier les profils de densité et la dynamique des systèmes gravitationnels.

Un autre domaine d'application concerne la physique fondamentale et les tests de la relativité générale. Les lentilles gravitationnelles permettent de vérifier la relation entre masse et déflexion lumineuse sur des échelles cosmologiques, bien au-delà des tests locaux dans le Système solaire. Toute déviation par rapport aux prédictions pourrait indiquer la présence de nouvelles interactions gravitationnelles ou la nécessité de modifier la théorie standard.

Les lentilles sont également utilisées pour étudier des phénomènes transitoires et rares, comme les supernovae fortement lentillées ou les sursauts gamma. Dans ces cas, les images multiples apparaissent à des moments différents, offrant la possibilité d'observer un même événement astrophysique plusieurs fois. Cela permet non seulement d'améliorer les mesures observationnelles, mais aussi de contraindre très finement les modèles de distribution de masse le long de la ligne de visée. 

L'exploitation des lentilles gravitationnelles est limitée en premier lieu par les incertitudes liées à la modélisation de la distribution de masse de la lentille. Les reconstructions reposent sur des hypothèses paramétriques (profils isothermes, NFW, etc.) ou non paramétriques qui introduisent des dégénérescences intrinsèques. La plus connue est la dégénérescence masse-feuille (mass-sheet degeneracy), où une transformation globale de la densité projetée laisse invariantes certaines observables tout en modifiant les grandeurs physiques dérivées, comme les distances ou les masses absolues. Cette ambiguïté rend difficile une détermination unique de la structure de masse sans contraintes externes supplémentaires, comme des mesures de dynamique stellaire ou des hypothèses cosmologiques.

Un autre défi majeur concerne la complexité des structures réelles. Les lentilles ne sont jamais parfaitement lisses : elles contiennent des sous-structures, des anisotropies et des contributions de matière le long de la ligne de visée. Ces effets perturbent les configurations d'images et introduisent des anomalies difficiles à interpréter de manière univoque. Bien que ces perturbations soient précieuses pour sonder la matière sombre, elles compliquent fortement l'inversion du problème et exigent des modèles multi-échelles sophistiqués, qui peuvent s'avérer coûteux en calcul.

Dans le régime de lentille faible, la principale limitation est d'ordre observationnel et statistique. Le signal de cisaillement est extrêmement faible par rapport à la dispersion intrinsèque des formes des galaxies, ce qui impose d'analyser des échantillons très grands pour extraire un signal significatif. Cela rend les résultats sensibles aux biais systématiques, comme les erreurs de mesure des formes, les effets de point spread function (PSF) instrumentale ou les erreurs de calibration photométrique. De plus, la conversion entre le cisaillement mesuré et la distribution de masse dépend de la connaissance précise des distances des sources, souvent estimées par des redshifts photométriques sujets à incertitude.

Les mesures de délais temporels dans les systèmes de lentille forte, utilisées pour contraindre les paramètres cosmologiques, sont elles aussi affectées par plusieurs sources d'erreur. D'une part, la détermination des délais nécessite des séries temporelles longues et de haute qualité. D'autre part, leur interprétation dépend fortement du modèle de masse adopté pour la lentille et de la contribution de structures intermédiaires. Ces effets peuvent biaiser les estimations de la constante de Hubble et limiter la précision des tests cosmologiques indépendants.

Le microlentillage présente des défis spécifiques liés à sa nature transitoire et dégénérée. Les courbes de lumière observées peuvent souvent être reproduites par plusieurs configurations différentes de masse, de vitesse relative et de géométrie. L'absence de résolution spatiale des images impose une dépendance forte aux modèles dynamiques, ce qui rend l'interprétation parfois ambiguë, notamment dans la détection d'exoplanètes ou d'objets compacts isolés.

Un autre point critique réside dans les hypothèses fondamentales du formalisme lui-même, notamment l'approximation de lentille mince et le régime de champ faible dérivé de la relativité générale. Bien que ces approximations soient remarquablement efficaces dans la majorité des cas, elles peuvent devenir insuffisantes dans des environnements extrêmes, comme à proximité immédiate d'objets compacts très massifs ou dans des configurations où la structure tridimensionnelle de la lentille ne peut être négligée. Dans ces cas, des traitements relativistes complets deviennent nécessaires, mais sont beaucoup plus complexes à mettre en oeuvre.

Enfin, les limitations instrumentales et observationnelles restent déterminantes. La résolution angulaire, la sensibilité et la couverture spectrale des instruments conditionnent directement la qualité des données de lentille. Même avec des observatoires avancés comme le JWST, certaines structures fines ou sources extrêmement faibles restent difficiles à détecter. À cela s'ajoute la contamination par des effets astrophysiques non liés à la lentille, comme l'extinction par la poussière ou les émissions parasites, qui peuvent biaiser l'interprétation des observations.

Jalons historiques.
Dès 1912, alors qu'il travaille encore à l'élaboration de ses idées, Einstein envisage la possibilité que la lumière d'une étoile puisse être déviée par le champ gravitationnel d'un autre astre. Des notes griffonnées dans un cahier de brouillon, datées de cette époque, montrent qu'il en déduit déjà les équations de base, envisageant la formation de deux images ou, en cas d'alignement parfait, d'un anneau lumineux autour de l'objet massif. Ce qui motive cette recherche précoce, selon les historiens, pourrait être son désir d'expliquer un phénomène astronomique spectaculaire de l'époque : la Nova Geminorum 1912, une étoile nouvelle s'illuminant soudainement dans la constellation des Gémeaux.

Lorsque Einstein publie sa théorie de la relativité générale en 1915, il en découle une prédiction clé confirmée dès 1919 : la gravitation dévie bien la trajectoire de la lumière. Cette validation expérimentale, réalisée par Arthur Eddington lors d'une éclipse solaire, montre que la lumière des étoiles frôlant le Soleil est courbée. L'idée de lentille gravitationnelle est dès lors dans l'air. Avant même la célèbre publication d'Einstein, d'autres physiciens y font référence. Dès 1924, Orest Chwolson, en Russie, publie un article décrivant l'effet de halo que produirait un astre massif parfaitement aligné avec une source lointaine. Einstein lui-même, en 1936, cède aux instances de l'amateur éclairé Rudi W. Mandl et publie un court article dans la revue Science intitulé  Lens-Like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field. Il y théorise ce qu'on appellera plus tard l'anneau d'Einstein, tout en se montrant très pessimiste quant à sa possible observation, la jugeant hors de portée des instruments de l'époque.

Mais c'est Fritz Zwicky, qui, avec une incroyable clairvoyance,  va véritablement ouvrir la voie. En 1937, il est le premier à comprendre qu'il ne faut pas chercher du côté des étoiles individuelles, mais des galaxies entières. Dans un article publié dans Physical Review, Zwicky argue qu'une "nébuleuse" (le terme encore utilisé à l'époque pour désigner les galaxies) a une masse bien plus grande qu'une simple étoile. Par conséquent, elle agirait comme une lentille gravitationnelle bien plus efficace, rendant le phénomène non plus pratiquement impossible, mais potentiellement observable. Il suggère même que cet effet pourrait servir à "peser" ces nébuleuses et à étudier la matière sombre, un concept qu'il avait lui-même proposé quelques années plus tôt.

Après ces prédictions, il faudra attendre plusieurs décennies, marquées par les progrès de la technologie des télescopes et des détecteurs, pour passer de la théorie à l'observation. Dans les années 1960, des théoriciens comme Sjur Refsdal jettent les bases mathématiques de la lentille gravitationnelle, et montrent notamment comment mesurer la constante de Hubble en utilisant le délai entre les arrivées de lumière de différentes images d'une même source. Un autre phénomène, la microlentille gravitationnelle, est prédit dès 1979. Il se produit lorsqu'un objet de masse stellaire (comme une étoile peu lumineuse ou un trou noir) passe devant une étoile plus lointaine. L'effet n'est alors plus de former des images dédoublées, mais d'entraîner une brève et spectaculaire amplification de la luminosité de l'étoile source, agissant comme une loupe cosmique de très faible focale. 

Le grand tournant a lieu également en 1979. Une équipe menée par Dennis Walsh, Bob Carswell et Ray Weymann découvre, à l'aide du télescope de 2,1 mètres de l'observatoire de Kitt Peak, un curieux objet : deux quasars distincts, extrêmement proches l'un de l'autre dans le ciel, et qui présentent des spectres et des décalages vers le rouge quasiment identiques. L'explication est claire : il ne s'agit pas de deux objets, mais d'un seul et même quasar dont la lumière a été dédoublée par la gravitation d'une galaxie située sur le trajet. Ce système, nommé Q0957+561, est le premier cas avéré de mirage gravitationnel.

Dès lors, la discipline explose. On réalise que les galaxies ne sont pas les seules à jouer ce rôle. Dans les années 1980, les amas de galaxies, de gigantesques concentrations de masse, sont identifiés comme des lentilles naturelles capables de produire des effets spectaculaires. En 1986, les astronomes découvrent les premiers arcs géants  (des images de galaxies lointaines étirées et déformées) autour de l'amas Abell 370, une signature directe d'une lentille gravitationnelle puissante. Parallèlement, un nouveau régime d'étude émerge : la lentille gravitationnelle faible (weak lensing). Proposée par Antony Tyson en 1990, cette technique ne cherche plus des arcs ou des images multiples, mais les très légères déformations statistiques des formes de milliers de galaxies lointaines, permettant de cartographier la distribution de la matière sombre sur de vastes étendues du ciel. 

L'arrivée du télescope spatial Hubble (HST), lancé en avril 1990, va transformer profondément le domaine. Sa résolution permet de détecter des arcs fins et des structures complexes dans les amas de galaxies, et révéler des configurations de lentilles beaucoup plus détaillées. Cela conduit à une explosion du nombre de systèmes connus et à une amélioration significative des reconstructions de masse, notamment dans les amas massifs, notamment grâce à l'initiative Hubble Frontier Fields. 

Le programme Hubble Frontier Fields, qui repose aussi sur les données du télescope spatial Spitzer, exploite de manière systématique les lentilles gravitationnelles produites par des amas massifs pour observer l'univers profond. En pointant le HST vers des amas sélectionnés, les astronomes utilisent l'amplification gravitationnelle pour détecter des galaxies extrêmement lointaines (z~10) et faibles, parfois formées moins d'un milliard d'années après le Big Bang. Les données obtenues permettent d'étudier la formation des premières galaxies, la distribution de la matière sombre dans les amas, et les propriétés de l'univers primordial. Ce programme combine observations profondes et modélisation fine des lentilles pour maximiser la résolution et la sensibilité effectives. 

À la fin des années 1990 et au début des années 2000, l'étude du cisaillement gravitationnel faible gagne en importance. Les premières détections robustes du cisaillement cosmique marquent une avancée majeure, permettant de cartographier la distribution de matière sombre à grande échelle. Ces travaux s'inscrivent dans le cadre du modèle cosmologique dominé par la matière sombre froide (CDM) et l'énergie sombre (modèle ΛCDM), renforcé après la découverte de l'accélération de l'expansion de l'univers en 1998.

Au cours des années 2000, les lentilles deviennent un outil clé pour l'étude de la matière sombre. Les amas de galaxies, comme l'amas de la Balle (1E 0657–56), dans la constellation de la Carène, fournissent des preuves spectaculaires de la séparation entre matière baryonique et matière sombre. Les cartes de masse obtenues par l'analyse de la lentille montrent clairement que la majeure partie de la masse ne coïncide pas avec le gaz chaud observable en rayons X, ce qui constitue un argument empirique fort en faveur de l'existence de la matière sombre non baryonique.

Dans le même temps, les simulations numériques cosmologiques gagnent en sophistication et permettent de comparer directement les observations de lentilles avec des prédictions théoriques. Les anomalies dans les flux des images multiples de quasars sont interprétées comme des signatures de sous-structures de matière sombre dans les halos galactiques, ouvrant une fenêtre précieuse sur la physique à petite échelle de cette composante invisible.

Les années 2010 correspondent à une phase de précision accrue et d'industrialisation des observations. De grands relevés comme le Sloan Digital Sky Survey et plus tard le Dark Energy Survey fournissent des catalogues massifs de galaxies et de systèmes de lentilles. Le cisaillement faible devient un outil standard pour contraindre les paramètres cosmologiques, notamment la densité de matière et l'amplitude des fluctuations de densité σ8 (sigma-8).

Les lentilles fortes connaissent également un renouveau grâce à la découverte de systèmes rares et spectaculaires, comme les anneaux d'Einstein quasi parfaits et les supernovae multiplement imagées. La détection de la supernova SN Refsdal dans un amas de galaxies signe une validation directe des prédictions temporelles des modèles de lentilles. Le domaine a atteint sa maturité.

Par ailleurs, les techniques d'analyse évoluent fortement avec l'introduction de méthodes bayésiennes, d'algorithmes d'optimisation avancés et, plus récemment, d'approches d'apprentissage automatique. Ces outils permettent d'extraire des signaux de plus en plus faibles et de traiter des volumes de données considérables, notamment dans le cadre des relevés à grand champ.

Depuis la fin des années 2010 et le début des années 2020, l'étude des lentilles gravitationnelles entre dans l'ère des grands observatoires de nouvelle génération. Le télescope spatial James Webb offre une résolution et une sensibilité inédites dans l'infrarouge, et permet d'observer des galaxies très lointaines amplifiées par lentille. Ces observations repoussent les limites de la détection vers les premières structures formées après le big bang.

En parallèle, des missions comme Euclid et l'observatoire Vera C. Rubin sont conçues pour cartographier des milliards de galaxies et mesurer le cisaillement faible avec une précision sans précédent. Ces projets visent à résoudre des tensions actuelles en cosmologie, notamment celles liées à la valeur de la constante de Hubble et à la croissance des structures.