स्थानीय काले पदार्थ घनत्व वास्तव में काफी छोटे है, के आदेश पर (देखें उदाहरण के लिए Bovy और Tremaine (2012) )। मोटे तौर पर है कि वहाँ इस का मतलब है 0.001 - 0.01 एम ⊙ घन पारसेक प्रति काले पदार्थ के - एक staggeringly छोटी राशि। 1000 क्यूबिक पार्सेक्स में अंधेरे पदार्थ का एक सौर द्रव्यमान होता है - और यह प्रत्येक तरफ लंबाई में एक घन 10 पार्सेक होता है! अब, आकाशगंगाओं में काले पदार्थ का वितरण सजातीय नहीं है - यह निम्नानुसार है, मोटे तौर पर, एक नवारो-फ्रेनक-सफेद प्रोफ़ाइल , आकाशगंगा के केंद्र से घनत्व में कमी - लेकिन पार्सके पैमाने पर (और निश्चित रूप से सौर मंडल में)ρ ∼ 10- 19 ग्राम / सेमी30.0010.01 एम⊙), हम इसे लगभग एक समान घनत्व मान सकते हैं।
छोटे पैमानों पर, हमारे पास समरूपता और कम घनत्व है। इसका मतलब यह है कि किसी भी गुरुत्वाकर्षण लेंस के काले पदार्थ से होने वाले प्रभाव बहुत कम या स्व-रद्द होने चाहिए, जो केवल काले पदार्थ के बड़े गुच्छों वाली अमानवीयता से उत्पन्न होते हैं। हालांकि, इस तरह के गुच्छों को केवल डार्क मैटर के स्वयं के साथ बातचीत के माध्यम से बनाने की संभावना नहीं है (यदि हम MACHO परिकल्पना को छूट देते हैं, जो कि जहां तक मुझे पता है, वर्तमान में इष्ट नहीं है)।
अन्तरजाल तराजू पर, हालांकि, डार्क मैटर के कुछ प्रभाव हो सकते हैं। कमजोर लेंस आकाशगंगा समूहों में आमतौर पर देखी जाने वाली घटना है, जिसमें काले पदार्थ के अत्यधिक उच्च अंश हो सकते हैं। वहाँ कई तकनीकों वर्तमान में लेंसिंग आकाशगंगा के लिए बड़े पैमाने पर वितरण (देखें मॉडल के लिए इस्तेमाल कर रहे हैं KSB + विधि ) और छवि और के माध्यम से मूल आकाशगंगा की स्थिति फिर से संगठित करने deconvolution (देखें चंट्री और Magain , एक दृश्य उदाहरण दिया जाता है यहाँ )। मैं तकनीक से बहुत परिचित नहीं हूँ, हालाँकि, इसलिए मैं आपको एक अच्छा अवलोकन नहीं दे सकता।
∼ १०10एम⊙