基本原理
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，光的偏轉要小得多，通常情況下難以直接觀測到微引力透鏡所成的像，而只能觀察到光度在瞬間增強的現象。銀河系存在相當數量的恆星級黑洞、褐矮星、紅矮星、白矮星、行星等較暗弱的天體，它們造成的微引力透鏡現象能夠在短時間內令背景光發生畸變。因此微引力透鏡為研究這些天體提供了非常重要的手段。
人們早在20世紀60年代就提出了微引力透鏡的概念。20世紀80年代，普林斯頓大學的波蘭天文學家Bohdan Paczyński討論了銀河系暈中不發光的暗天體作為微引力透鏡的可能性[1]，認為它們有很高的幾率被觀測到。這些天體叫做大質量緻密暈天體。1993年，人們在大麥哲倫雲中發現了第一個微引力透鏡。
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紐西蘭奧克蘭大學（University of Auckland）的科學家提出了一種探測類地行星的新方法，他們猜測銀河系內有1000億顆類地行星 。
這種新的方法被稱為“微引力透鏡法”，紐西蘭的Mt. John天文台正在使用該方法對系外行星進行探測。當一顆行星在經過母星與地球連線的時候，母星的星光會稍稍變暗，克卜勒望遠鏡是基於對星光變暗的觀測來判斷系外行星的存在。而“微引力透鏡”法是通過對遙遠的星光在穿過系外行星系統時，受到行星的引力發生偏折的原理來探測系外行星的 。
來自奧克蘭大學物理系的Phil Yock博士是這項研究的首席科學家，他表示，這項新的研究也要結合美國宇航局克卜勒望遠鏡的觀測數據。克卜勒善於發現那些離母星非常近的類地行星，依據它的觀測數據，科學家估計銀河系內大約有170億顆類地行星 。
