技術原理
引力透鏡引力透鏡效應，英文名稱：Gravitational lens effect ，
根據廣義相對論，引力透鏡效應就是當光在星系、星系團及黑洞等具有巨大引力的天體附近經過時，會像通過凸透鏡一樣發生彎曲，根據變化了的光線在光譜外波段呈現的不規則程度，可以推算發光星系的年齡和距離。
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）。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。
愛因斯坦廣義相對論預言：物質決定時空，引力使光線發生彎曲。在宇宙中，前景的大質量天體能夠增亮視線上的背景星系或扭曲其圖像，其原理非常類似光學透鏡的作用，因而稱為引力透鏡效應。
當銀河系中一個暗天體正好在一較遠恆星（如麥哲倫星雲中的一顆恆星）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。
引力透鏡單個恆星造成的這種引力透鏡有時叫做“微透鏡（Microlensing）”。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。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）。
透鏡可以放大圖像，可以縮小事物，可以成正像，可以成倒像。這些其實都是表象，本質上，所有透鏡都做同一件事情，就是扭曲光線。
顧名思義，引力透鏡是因為光的路線被引力改變了。而引力是所有東西所共有的性質（只要是存在在宇宙里的東西，沒有無引力的），所以，引力透鏡到處都是。我是一個引力透鏡，你也同樣是一個引力透鏡。
引力會對光線造成影響的想法已經很有歷史，在牛頓的時代，牛頓認為光線是一束粒子，而且有其質量，這樣引力當然就會使這束粒子偏轉。但隨即，很多 重要的實驗顯示，光似乎更像一種波動，而不是粒子。引力對波的影響是什麼樣的呢?大家不知道。這個想法就被擱置了下來。直到愛因斯坦發展出廣義相對論，人 們終於有了神兵利器可以處理引力和光線作用的問題。在廣義相對論的框架下，物質的存在會讓周圍的空間被扭曲，這種扭曲影響了光線的行進路線。
引力透鏡但多數情況下，
物質周圍的引力場太弱了，光線路線的改變微小的無法察覺。舉例來說，人們第一個發現的引力透鏡現象是水星發出的光線，在太陽強大的引力場影響下偏離了2個角秒。而一個角秒有多大呢?請你把你的手臂伸直，立起小拇指，小拇指所擋住的視角是1度，一度是3600角秒！另一個說明角秒的例子是，太陽在天上的視角大概是一度（你可以用小指剛好擋住），太陽造成的水星光線的偏轉是它本身尺度的1/3600。
但在天文尺度上還是有不少極具統治力的引力源，比如黑洞，星系，星系團。這類強大引力源會使周圍的空間劇烈的扭曲，透過它們的身旁去看遠方的天體。那些天體的像會被扭曲的不像樣子。甚至出現多重像。
天文學家們研究這些像扭曲的樣子，可以推斷出這些強大透鏡的性質。如今，這一手段已經成為天文學家探測宇宙結構最有效的手段之一。
主要用途
引力透鏡引力透鏡可以增亮背景天體，從另一方面說，背景天體也可以起個手電筒的作用把中間天體給“照亮”，大家可
能有概念，星系和星系團的質量大部分是暗物質提供的，暗物質雖然不發光，但它的引力作用和我們常見的物質是一樣的，所以通過分析引力透鏡（尤其是引力透鏡弧）我們就能探知所有物質的質量分布，並非常準確地測量星系團等的質量。
這種測質量的方法的優越性是不言而喻的： 不必做太多假設就能把所有物質的質量全包括進來。並且這一點對我們探測非常遙遠的天體和事件非常有利，包括高紅移的星系，類星體，伽瑪射線等等。它們發出的光線在穿越時空到達我們之前的漫漫長旅中，可能會在中間遇到星系或星系團，星系或星系團做為透鏡使得背景天體成了像。在這種情況下像可以有多個，有些像是增亮了，為我們研究背景天體和上百億年前的宇宙提供了機會。屬於不同像的光線偏折程度不盡相同，所以它們實際走過的距離是不一樣的，所以如果背景天體由於某種原因發生光變，幾個像之間的光變就有早有晚，通過分析這些像和時間延遲，我們還能得到對宇宙學的一些參數（比如哈勃常數）的限制。
主要種類
在天文學研究中，人們一般習慣把引力透鏡現象分為強弱兩種。有意思的是，分類的標準並不是非常嚴格。
一個引力透鏡現象中涉及兩種天體，一個是在遙遠處的作為光源的天體相當於透鏡試驗中的蠟燭，稱為背景天體，另一個是在背景和觀測者之間存在的，使背景光源發出的光線彎曲的透鏡天體。簡單的說，強引力透鏡現象就是你可以直接從照片上看出來的引力透鏡現象，而弱引力透鏡現象則是你不能從單個引力透鏡系統中得到引力透鏡的信息，要通過大量樣本的統計提取信息。
那么是不是質量大的天體就一定能造成強引力透鏡效應呢? 答案是否定的，從透鏡方面說，強的引力透鏡源並不需要是質量很大，卻需要投影在垂直視線平面上的面密度高。一塊浮游在星系中的星雲可能質量很大，但因為面密度太低，不能成為很強的引力透鏡源。相反的，一個黑洞的質量可能只有幾個太陽質量，卻可以使周圍的空間極大的扭曲。另外，一個引力源即使可以造成強引力透鏡現象，也只是在靠近它的區域內，在遠離它的地方，時空的扭曲變得比較弱，背景的扭曲就不那么明顯了。對於一個點質量來說，人們可以定義一個愛因斯坦環，強引力透鏡效應範圍就是這個環的尺度，如果背景星系剛好和透鏡天體在視線方向重合，則它的像變成一個圈，成在愛因斯坦環上。最後，正好像透鏡試驗一樣，引力透鏡天體在背景和觀測者之間的位置也決定了它能夠造成背景扭曲的程度，一般的說，當透鏡天體正好位於背景和觀測者中間的時候，透鏡的效應最強。
實際上還有一種叫弱引力透鏡現象。弱的意思就是表現不出前面說的好幾個像，背景天體也基本上沒被增亮多少，就象是在沒引力場的情況下加了一點擾動。但是背景天體的形狀被稍稍拉長了一點點（專業術語叫切變），比如一個原本投影是圓的星系被稍微拉扁了一點兒。由於這種效應實在是太小了，而且星系本身也有圓有扁，所以我們要從大量的數據中做統計分析。這種分析能告訴我們星系裡物質（包括暗物質）是怎么分布的，宇宙中物質分布起伏如何等等，還能對一些宇宙學參數給出限制。這對於我們研究宇宙密度的擾動譜和結構形成很有用。
微引力透鏡，其實是強引力透鏡的一種。回顧以前的內容，強引力透鏡現象是由於有一個強大的引力源，比如星系團之類的存在，而使得在這個引力源背後的天體發出的光產生強烈扭曲的情況。微引力透鏡效應在這一點上並沒有什麼本質的不同。之所以稱為'微'，是因為作為透鏡的天體質量很小，小的只有太陽質量的量級，這種效應的時標很短，發生的機率很小。
愛因斯坦實際上很早就計算過微引力透鏡的有關性質，不過他發現這種事件的觀測效應太小了，所以放棄了進一步的工作。但隨著技術的不斷進步，在60年代以後，微引力透鏡又進入了人們的視野。1986年，著名天體物理第一次引入了“微引力透鏡”這個稱呼。
最早，尋找微引力透鏡現象的人主要想研究的是銀河系伴星系中那些一小團一小團的暗物質。但最近幾年裡，人們發現，微引力透鏡實際上是尋找地外行星的有力手段。
想法還是挺簡單的，近處作為透鏡的恆星與背景恆星在天球上很近的擦肩而過（實際距離很遠，但我們看到兩個恆星在天空中的位置重合在一起了）。這樣背景恆星的亮度會由於透鏡的影響發生突然的光變。如果作為透鏡的恆星並不孤獨，而是帶有一個或者多個伴侶的話，那么引起背景恆星的光變便會非常的有特點。人們可以通過模型擬和定出行星系統到恆星的距離，行星和恆星的質量之比。
這一尋找地外行星的方法非常的有吸引力。第一，這個方法對行星的質量不敏感。不像其他的方法，只能看到比較大的地外行星。微引力透鏡使我們可以追蹤地球質量的行星。這個方法對行星相對恆星位置很敏感，而最容易探測到的區間，恰好和最可能存在生命的行星所在的區間類似。
然而觀測的難度是巨大的，首先恆星對恆星的引力透鏡現象就是非常難以發生的。大約每看到幾百萬顆麥哲倫雲里的恆星，才能夠目睹一次恆星對恆星的引力透鏡事件。行星系統的微引力透鏡現象可以看作一個由恆星引起的主光變，加上一個由行星引起的次級光變。而次級光變的時間非常短暫。並且，雖然可以用這種方法看到行星，但之後，隨著兩顆恆星位置的離開，我們沒有什麼辦法可以做跟蹤觀測。
然而科學家們還是樂觀的。當年愛因斯坦認為完全不可能看到的事件，我們今天已經以相當高的精度觀測到。也許在不久的將來，以上的困難都會被克服。
辨別方法
引力透鏡分強弱，很大程度上就是用眼睛看。能夠從一個背景天體的像中看到扭曲的，就是強的。看不出來的，就是弱的。這句話其實還需要進一步說明。看的出來的其實都是比較極端的，比如星系被拉成長條狀，看著像哈哈鏡。又或者星系被弄出好多的像來。
而看不出來的，是大多數。因為宇宙有天體的地方少，空曠的地方多，所以兩個天體挨得很近的情況確實少。從觀測上說，本來背景星系的形狀就不是什麼完美的幾何圖形。一個橢圓的星系，光線被輕微的偏折一下，還是橢圓的。你離的遠，不能知道它的真面目是什麼樣子的，也就說不出它是怎么被變形的。但這種現象又是廣泛存在的，因為引力是長程力，雖然遠處作用弱了，但並沒有消失。所謂人在江湖走，誰能不挨刀。光在宇宙中走，也必然要偏折。
問題是怎么測定弱引力透鏡效應。最常用的方法就是看一大堆星系形狀，然後做統計分析。這個想法是非常的聰明的。人們假設，在遠處的星系，它們雖然有橢率，但橢率的大小和指向是完全隨機的。那么如果你取一小塊天區，對這小塊天區裡的星系橢率進行平均，那么平均值應該是0。但如果存在引力透鏡效應，比如這小塊天區裡的星系都受到一個透鏡星系的影響，那么它們的橢率就會有一個偏向性。單個的看，你看不出這些星系有什麼特別的。但如果放在一起，你就會發現它們的形狀都偏向某一個方向。（實際中這種偏向是很弱的，所以需要極高精度的測量）於是你可以把這些星系橢率的平均看作引力透鏡信號強弱的一個估計。如果你對一塊天區，每一小塊都作這樣的事情，最後你就可以得到一張引力透鏡信號的分布圖，通過一些算法，你就可以反演出在這塊天區上2維的物質分布。
弱引力透鏡是一個非常強有力的工具。因為它的物理非常的乾淨，唯一依賴的就是空間的物質分布。天文學家用它來做很多事情，特別是用來尋找暗物質。暗物質是宇宙實物的主要組分，是普通物質的10倍。由於暗物質並不發出電磁輻射，所以傳統的方法沒有辦法探測它。但它有質量，就不可避免的有引力效應。而探測引力效應，正是弱引力透鏡的強項。人們現用弱引力透鏡尋找星系團，測定星系團里的暗物質分布，測定大尺度上的物質分布和相關。以及限制暗能量的參數。
套用領域
印第安納波利斯諾特丹大學的研究人員通過引力透鏡技術或觀測到首個系外行星的“月亮”，但我們無法進一步確定其真實性，因為觀測技術受到限制。
據國外媒體報導，著名的哈勃空間望遠鏡到現在已經24歲了，一款空間望遠鏡能服役超過20年應該算是非常古老的玩意，但哈勃空間望遠鏡仍然在為我們呈現更加驚人的宇宙深空照片，並展開各種宇宙觀測的研究。現在，天文學家使用哈勃空間望遠鏡三角測量對7500光年外的恆星進行測距，如果採取以前的觀測方法，將局限在數百光年之內，最新的觀測方法創新使得我們可以對接近1萬光年外的恆星進行測距，效能提升了10倍以上。
基於新方法的觀測技術，科學家將哈勃空間望遠鏡的測距能力進行了提升，這項新技術不僅能提高觀測宇宙的精確度，而且有助於對暗能量本質的研究。位於美國巴爾的摩的太空望遠鏡科學研究所科學家亞當·里斯認為暗能量是一種神秘的能量，其充滿在宇宙空間中，並推動宇宙以更快的速度膨脹，來自約翰霍普金斯大學的研究人員也參與了本次調查，開發出的新技術可以拓展哈勃空間望遠鏡的觀測能力。
重要發現
國外
此前，國際上發現的強引力透鏡系統非常稀少，總共約120個星系團顯現強引力透鏡系統。國家天文台博士生文中略等人利用美國公開的SDSS巡天數據，選出近40,000個星系團，通過仔細檢查每個星系團的圖像，發現13例新的星系團強引力透鏡系統候選體。其中有4例幾乎無需證實就可以肯定是引力透鏡系統，有5例非常可能是引力透鏡系統，還有4例很可能是引力透鏡系統。其中有2例由於背景星系與前景星系團幾乎在一條視線上，而產生了引力透鏡光環！這是極為罕見的珍品。該工作以快報的形式發表在Research in Astronomy and Astrophysics 2009年第一期上。
國內
中國青年天文學者發現罕見引力透鏡光弧
據中國科學院網站訊息，國家天文台博士生文中略等人從國際巡天資料庫SDSS中發現了星系團強引力透鏡系統，這是中國學者首次從觀測數據中發現引力透鏡現象。
引力透鏡中國天文學家曾從理論上研究引力透鏡效應及其宇宙學的套用，並獲國家自然科學二等獎。
團隊進行數值模擬研究其發生的頻度並研究宇宙大尺度結構的性質。文中略等人的這項工作是中國天文學家首次從觀測數據中直接發現引力透鏡光弧。論文投稿並在網上公布後，立即引起英國和美國同類小組的極大興趣。與英國小組交流表明，有5例與他們發現的候選體重疊，因而是相互獨立的發現。美國小組幾天之後也公布了他們的結果，並用光譜觀測證實了我們樣本中的2例。中國因為缺乏大望遠鏡無法進行光譜證實。儘管如此，國際上著名引力透鏡專家、英國Manchester大學毛淑德博士認為這是從大量巡天資料庫中做出的新的令人激動的發現。他特地為這篇文章在RAA的發表撰寫了新聞評論。
原理
用於燈具上之一種玻璃或塑膠性組件可以變化光線之方向或是控制配光分布情形。
透鏡是組成顯微鏡光學系統的最基本的光學元件，物鏡、目鏡及聚光鏡等部件均由單個和多個透鏡組成。依其外形的不同，可分為凸透鏡（正透鏡）和凹透鏡（負透鏡）兩大類。
當一束平行於主光軸的光線通過凸透鏡後相交於一點，這個點稱“焦點”，通過焦點並垂直光軸的平面，稱“焦平面”。焦點有兩個，在物方空間的焦點，稱“物方焦點”，該處的焦平面，稱“物方焦平面”；反之，在像方空間的焦點，稱“像方焦點”，該處的焦平面，稱“像方焦平面”。
光線通過凹透鏡後，成正立虛像，而凸透鏡則成倒立實像。實像可在螢幕上顯現出來，而虛像不能。
其他信息
相同點：它們都是光線所在的直線的相交而成的
不同點：實像是實際光線相交成的，而虛像是光線的反向延長線相交而成的：
實像都是倒立的，而虛像都是正立的；實像可以呈在光屏上，也可以用眼睛觀察到,而虛像不能呈在光屏上，只能用眼睛觀察到
⒍粗測凸透鏡焦距的方法有：會聚太陽光（或平行光線）的方法、遠物成像法、成倒立等大實像的方法、共軛成像法
⒎ ⑴照相時照遠景時，相機遠離被拍攝物，鏡頭後縮；照近景時，相機要靠近被拍攝物，鏡頭前伸。（理由是：凸透鏡成實像時：物近像遠像變大、物遠像近像變小）
⑵放大投影儀投出的像時，鏡頭要向下調節，同時要增大投影儀到螢幕的距離；縮小投影儀投出的像時，鏡頭要向上調節，同時要減小投影儀到螢幕的距離。（理由同上題）
⑶ 使平行於珠光線的光匯聚在一點放大通過放大鏡看到的像時，應將放大鏡到被觀察物的距離適當增大（不能比透鏡的焦距大）；縮小通過放大鏡看到的像時，應將放大鏡到被觀察物的距離減小 （理由：凸透鏡成虛像時：物近像近像變小、物遠像遠像變大）。
⒏透鏡上通過兩個球心的直線叫主光軸
⒐平行於主光軸的光會聚在一點，這個點叫焦點
⒑焦點到光心的距離叫做焦距
⒒在主光軸上有一個特殊點：凡是通過該點的光線傳播方向不變，此點是透鏡的光心
