簡介
引力透鏡效應造成的愛因斯坦十字根據廣義相對論，引力透鏡效應就是當背景光源發出的光在引力場（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光線會像通過透鏡一樣發生彎曲。光線彎曲的程度主要取決於引力場的強弱。分析背景光源的扭曲，可以幫助研究中間做為“透鏡”的引力場的性質。根據強弱的不同，引力透鏡現象可以分為強引力透鏡效應和弱引力透鏡效應。
一般從數學上來講，面質量密度（κ）大於1的為強引力透鏡區域，小於1的為弱引力透鏡區域。在強透鏡區域一般可以形成多個背景源的像，甚至圓弧（又稱“愛因斯坦環”，EinsteinRing），而弱透鏡區域則只產生比較小的扭曲。強透鏡方法通過對愛因斯坦環的曲率和多個像的位置的分析，可以估計測量透鏡天體質量。弱透鏡方法通過對大量背景源像的統計分析，可以估算大尺度範圍天體質量分布，並被認為是現在宇宙學中最好的測量暗物質的方法。
發現
1979年，天文學家觀測到類星體Q0597+561發出的光在它前方的一個星系的引力作用下彎曲，形成了一個一模一樣的類星體的像。這是第一次觀察到引力透鏡效應。
證明理論
引力透鏡效應引力透鏡效應是愛因斯坦廣義相對論所預言的一種現象，由於時空在大質量天體附近會發生畸變，使光線在大質量天體附近發生彎曲（光線沿彎曲空間的短程線傳播）。對引力透鏡效應的觀測證明愛因斯坦的廣義相對論確實是引力的正確描述。
在有些情況下，起引力透鏡作用的天體是一個星系，它對光的彎曲作用能產生類星體或其他星系等更遙遠天體的多重像。有些天文學家認為，多達2/3的已知類星體可能由於引力透鏡效應而增加了亮度。研究引力透鏡對遙遠類星體光線的影響，有助於解決關於宇宙年齡和宇宙當前膨脹速率的爭論。
當銀河系中一個暗天體正好在一較遠恆星（如麥哲倫雲中的一顆恆星）前經過，使得它的像短暫增亮，就是較小規模的引力透鏡效應。單個恆星造成的這種引力透鏡有時叫做“微透鏡（Microlensing）”。1993年，天文學家利用微透鏡效應觀測到銀河系中存在一種暗物質（dark matter），稱做MACHOs（massive compact halo objects，緻密暗天體）。
套用
由多國科學家共同完成的一項研究成果表明，利用引力透鏡效應這一“宇宙放大鏡”，藉助功能更為強大的天文望遠鏡，天文學家有可能觀測到宇宙中最早和最遙遠的星系。
科學家們研究認為，利用這一原理，用新型第三代寬視場照相機、哈勃望遠鏡能夠觀測到在紅移8－10處一些最明亮的星系，相當於年齡在650萬至480萬年間的早期宇宙。預計於2014年發射升空的詹姆斯－韋伯空間望遠鏡不僅能觀測到相同紅移處更多較暗弱的星系，還能觀測到紅移更高的星系。下一代大型望遠鏡計畫，例如中國正在參與初期建設的國際三十米望遠鏡項目，有望使科學家們可以更好地了解這些遙遠星系的星族特徵及內部動力學過程。
科學家們提出，對遙遠星系流量的測量和計數，很可能會由於前景星系的放大效應而被顯著扭曲。在處理未來的巡天數據時這將是一個關鍵的考慮因素。沿著這條路，下一代望遠鏡將有可能為人類提供更精細的圖片，來解釋諸如宇宙誕生初期銀河這樣的結構如何形成的問題。
標準近似
弱場近似
除了光線在接近史瓦西半徑外，一般引力透鏡所對應的引力都很弱，因而GMm/r<<mc2，弱場條件成立。所以可以用牛頓理論來近似描述。上面的推導都是在弱場近似的條件下進行的。值得一提的是，弱場近似並不意味著弱透鏡。對於強透鏡而言，弱場近似也是適用的，因為在遠離史瓦西半徑的位置GMm/r<<mc2也是成立的。
薄鏡近似
在真實世界中，沒有一種透鏡是沒有厚度的。在對引力透鏡進行成像分析時，如果要將透鏡本身的尺度考慮進去的話，這是一件相當麻煩且沒有必要的事情。當源到透鏡的距離，觀測者到透鏡的距離遠遠大於透鏡本身的尺度時，常常忽略其厚度而將其沿視線方向的質量密度壓縮到與視線垂直的二維平面上。在透鏡尺度較小時——如恆星級、星系和星系團級的引力透鏡——薄鏡近似明顯成立。而對於大尺度的引力透鏡，這種近似也是適用的。因為對於低紅移天體，引力透鏡效應是體現不出來的；而對於高紅移天體，暗暈的尺度與觀測者到背景源的距離相比也是可以忽略的，因而大尺度結構一般只產生弱引力透鏡，薄鏡近似就同樣合理。
小角近似
小角近似完全是數學上的處理方法。觀測結果顯示，觀測角、光線偏折角都是在“秒”甚至“毫秒”的量級，完全可以將其看做小角度。因此，對推導中用到的三角函式作近似sinθ≈θ,tanθ≈θ（對於α、β也一樣）後，表達式大大得到簡化，一些積分也能得出解析表達式。
幾何近似
根據波粒二象性，光子並不總是沿直線傳播的。在遇到障礙物時，光波還會發生衍射，此時光的傳播方向將會發生明顯偏轉。但在處理引力透鏡現象時並沒有考慮光的波動性。原因在於透鏡的尺度遠遠大於光波的波長，此時幾乎沒有衍射發生，因此可以用幾何光學來處理透鏡問題。
引力透鏡
強引力透鏡
強引力透鏡指能夠明顯地改變星像，形成雙像、多重像以及環半弧和弧。強引力透鏡主要存有兩種情況，源和觀測者的連線位於星系團的中心區域或位於星系的核心區域，且強引力透鏡的放大率很大。
強引力透鏡因其較強的增亮效應，可用於研究較遠、較暗的背景星系。例如，星系團Abell2218中的子星系babygalaxy就是通過強引力透鏡發現的。此外，強引力透鏡還用來做星系、星系團的質量測定以及哈勃常數的測量。
弱引力透鏡
弱引力透鏡是由於宇宙物質密度場的擾動透過廣義相對論效應所引起的空間彎曲所產生的一種光學現象。弱引力透鏡一般不再明顯地形成虛像，而是會使星像變亮，從而使可觀測的天體增多。
在沒有弱引力透鏡現象時，星系的分布在理論上是已知的。再通過觀測被扭曲的像的分布情況可以得到這種弱透鏡的性質。而由弱透鏡的性質就可以估算出構成它的星系或星系團的質量，這是宇宙學中相當重要的一種天體質量測量方法。
微引力透鏡
微引力透鏡現象是由前景運動的天體產生的透鏡現象。它與發生在星系尺度上的引力透鏡現象相比，微引力透鏡的源天體質量很小，因此光的偏轉也小得多。通常通過微引力透鏡只能觀測到光度的瞬間增亮現象。
微引力透鏡的一個重要套用在於，通過研究微引力透鏡的出現率和特徵可以估算星空中運動客體（特別是行星）的數目、質量以及一些其他相關信息。
社會評價
引力透鏡效應發展不過幾十年時間，但現在已經成為宇宙學中的一種重要測量手段。針對不同的尺度、距離、質量的天體，三種引力透鏡交替發揮作用，提供了大量信息，這也為宇宙學的發展做出了重大貢獻。可以預見，引力透鏡效應的研究及其套用在將來具有巨大的前景。
