アインシュタイン半径
θE はレンズ効果を表す量を作るのに便利な線形尺度で、これを使えばレンズ方程式は次のように書ける。
θ 1 = θ S + θ E 2 θ 1 {\displaystyle \theta _{1}=\theta _{\rm {S}}+{\frac {\theta _{E}^{2}}{\theta _{1}}}}
アインシュタイン半径に定数を代入すると
θ E = ( M 10 11.09 M ⨀ ) 1 / 2 ( D L D S / D L S G p c ) − 1 / 2 a r c s e c {\displaystyle \theta _{E}=\left({\frac {M}{10^{11.09}M_{\bigodot }}}\right)^{1/2}\left({\frac {D_{\rm {L}}D_{\rm {S}}/D_{\rm {LS}}}{\rm {Gpc}}}\right)^{-1/2}{\rm {arcsec}}}
ここで、質量は太陽質量(M☉)を単位とし、距離はギガパーセク (Gpc) で表してある。アインシュタイン半径は一般にレンズが光源と観測者の中間点に位置するとき最大になる。
1 ギガパーセク (1 Gpc) ほどの距離にある高密度天体 Mc ≈ 10×10 M☉ に対しては、この半径は 100 arcsec 程度まで大きくなる(重力マクロレンズと呼ばれる)。銀河系の範囲で(例えばD ~ 3 kpc)1 M☉ 程度の重力マイクロレンズ天体を探索する場合、典型的なアインシュタイン半径は 1/1000秒(milli-arcseconds)のオーダーとなり、結果的にレンズにより分裂した像を観測するのは現在の技術では不可能である。
光がレンズの下側を通って観測者へ到達する場合は同様に考えて