引力场源对位于其后的天体发出的电磁辐射所产生的会聚或多重成像效应。因类似凸透镜的汇聚效应，因而得名。引力透镜效应是阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论所预言的一种现象，由于时空在大质量天体附近会发生畸变，使光线在大质量天体附近发生弯曲（光线沿弯曲空间的短程线传播），使得观察者可以看见在空间上被大质量天体所遮挡的光源 。如果在观测者到光源的视线上有一个大质量的前景天体则在光源的两侧会形成两个像，就好像有一面透镜放在观测者和天体之间一样，这种现象称之为引力透镜效应。对引力透镜效应的观测证明阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论确实是引力的正确描述。

技术原理

引力透镜效应，英文名称：Gravitational lens effect ，根据广义相对论，引力透镜效应就是当光在星系、星系团及黑洞等具有巨大引力的天体附近经过时，会像通过凸透镜一样发生弯曲，根据变化了的光线在光谱外波段呈现的不规则程度，可以推算发光星系的年龄和距离。

引力透镜效应是爱因斯坦广义相对论所预言的一种现象，由于时空在大质量天体附近会发生畸变，使光线在大质量天体附近发生弯曲（光线沿弯曲空间的短程线传播）。在有些情况下，起引力透镜作用的天体是一个星系，它对光的弯曲作用能产生类星体或其他星系等更遥远天体的多重像。有些天文学家认为，多达2/3的已知类星体可能由于引力透镜效应而增加了亮度。

爱因斯坦广义相对论预言：物质决定时空，引力使光线发生弯曲。在宇宙中，前景的大质量天体能够增亮视线上的背景星系或扭曲其图像，其原理非常类似光学透镜的作用，因而称为引力透镜效应。

当银河系中一个暗天体正好在一较远恒星（如麦哲伦星云中的一颗恒星）前经过，使得它的像短暂增亮，就是较小规模的引力透镜效应。

单个恒星造成的这种引力透镜有时叫做“微透镜（Microlensing）”。1979年，天文学家观测到类星体Q0597+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲，形成了一个一模一样的类星体的像。这是第一次观察到引力透镜效应。1993年，天文学家利用微透镜效应观测到银河系中存在一种暗物质（dark matter），称做MACHOs（massive compact halo objects，致密暗天体）。

透镜可以放大图像，可以缩小事物，可以成正像，可以成倒像。这些其实都是表象，本质上，所有透镜都做同一件事情，就是扭曲光线。

顾名思义，引力透镜是因为光的路线被引力改变了。而引力是所有东西所共有的性质（只要是存在在宇宙里的东西，没有无引力的），所以，引力透镜到处都是。我是一个引力透镜，你也同样是一个引力透镜。

引力会对光线造成影响的想法已经很有历史，在牛顿的时代，牛顿认为光线是一束粒子，而且有其质量，这样引力当然就会使这束粒子偏转。但随即，很多 重要的实验显示，光似乎更像一种波动，而不是粒子。引力对波的影响是什么样的呢?大家不知道。这个想法就被搁置了下来。直到爱因斯坦发展出广义相对论，人 们终于有了神兵利器可以处理引力和光线作用的问题。在广义相对论的框架下，物质的存在会让周围的空间被扭曲，这种扭曲影响了光线的行进路线。

但多数情况下， 物质周围的引力场太弱了，光线路线的改变微小的无法察觉。举例来说，人们第一个发现的引力透镜现象是水星发出的光线，在太阳强大的引力场影响下偏离了2个角秒。而一个角秒有多大呢?请你把你的手臂伸直，立起小拇指，小拇指所挡住的视角是1度，一度是3600角秒！另一个说明角秒的例子是，太阳在天上的视角大概是一度（你可以用小指刚好挡住），太阳造成的水星光线的偏转是它本身尺度的1/3600。

但在天文尺度上还是有不少极具统治力的引力源，比如黑洞，星系，星系团。这类强大引力源会使周围的空间剧烈的扭曲，透过它们的身旁去看远方的天体。那些天体的像会被扭曲的不像样子。甚至出现多重像。

天文学家们研究这些像扭曲的样子，可以推断出这些强大透镜的性质。如今，这一手段已经成为天文学家探测宇宙结构最有效的手段之一。

主要用途

引力透镜可以增亮背景天体，从另一方面说，背景天体也可以起个手电筒的作用把中间天体给“照亮”，大家可 能有概念，星系和星系团的质量大部分是暗物质提供的，暗物质虽然不发光，但它的引力作用和我们常见的物质是一样的，所以通过分析引力透镜（尤其是引力透镜弧）我们就能探知所有物质的质量分布，并非常准确地测量星系团等的质量。

这种测质量的方法的优越性是不言而喻的： 不必做太多假设就能把所有物质的质量全包括进来。并且这一点对我们探测非常遥远的天体和事件非常有利，包括高红移的星系，类星体，伽玛射线等等。它们发出的光线在穿越时空到达我们之前的漫漫长旅中，可能会在中间遇到星系或星系团，星系或星系团做为透镜使得背景天体成了像。在这种情况下像可以有多个，有些像是增亮了，为我们研究背景天体和上百亿年前的宇宙提供了机会。属于不同像的光线偏折程度不尽相同，所以它们实际走过的距离是不一样的，所以如果背景天体由于某种原因发生光变，几个像之间的光变就有早有晚，通过分析这些像和时间延迟，我们还能得到对宇宙学的一些参数（比如哈勃常数）的限制。

主要种类

在天文学研究中，人们一般习惯把引力透镜现象分为强弱两种。有意思的是，分类的标准并不是非常严格。

一个引力透镜现象中涉及两种天体，一个是在遥远处的作为光源的天体相当于透镜试验中的蜡烛，称为背景天体，另一个是在背景和观测者之间存在的，使背景光源发出的光线弯曲的透镜天体。简单的说，强引力透镜现象就是你可以直接从照片上看出来的引力透镜现象，而弱引力透镜现象则是你不能从单个引力透镜系统中得到引力透镜的信息，要通过大量样本的统计提取信息。

那么是不是质量大的天体就一定能造成强引力透镜效应呢? 答案是否定的，从透镜方面说，强的引力透镜源并不需要是质量很大，却需要投影在垂直视线平面上的面密度高。一块浮游在星系中的星云可能质量很大，但因为面密度太低，不能成为很强的引力透镜源。相反的，一个黑洞的质量可能只有几个太阳质量，却可以使周围的空间极大的扭曲。另外，一个引力源即使可以造成强引力透镜现象，也只是在靠近它的区域内，在远离它的地方，时空的扭曲变得比较弱，背景的扭曲就不那么明显了。对于一个点质量来说，人们可以定义一个爱因斯坦环，强引力透镜效应范围就是这个环的尺度，如果背景星系刚好和透镜天体在视线方向重合，则它的像变成一个圈，成在爱因斯坦环上。最后，正好像透镜试验一样，引力透镜天体在背景和观测者之间的位置也决定了它能够造成背景扭曲的程度，一般的说，当透镜天体正好位于背景和观测者中间的时候，透镜的效应最强。

实际上还有一种叫弱引力透镜现象。弱的意思就是表现不出前面说的好几个像，背景天体也基本上没被增亮多少，就象是在没引力场的情况下加了一点扰动。但是背景天体的形状被稍稍拉长了一点点（专业术语叫切变），比如一个原本投影是圆的星系被稍微拉扁了一点儿。由于这种效应实在是太小了，而且星系本身也有圆有扁，所以我们要从大量的数据中做统计分析。这种分析能告诉我们星系里物质（包括暗物质）是怎么分布的，宇宙中物质分布起伏如何等等，还能对一些宇宙学参数给出限制。这对于我们研究宇宙密度的扰动谱和结构形成很有用。

微引力透镜，其实是强引力透镜的一种。回顾以前的内容，强引力透镜现象是由于有一个强大的引力源，比如星系团之类的存在，而使得在这个引力源背后的天体发出的光产生强烈扭曲的情况。微引力透镜效应在这一点上并没有什么本质的不同。之所以称为'微'，是因为作为透镜的天体质量很小，小的只有太阳质量的量级，这种效应的时标很短，发生的概率很小。

爱因斯坦实际上很早就计算过微引力透镜的有关性质，不过他发现这种事件的观测效应太小了，所以放弃了进一步的工作。但随着技术的不断进步，在60年代以后，微引力透镜又进入了人们的视野。1986年，著名天体物理第一次引入了“微引力透镜”这个称呼。

最早，寻找微引力透镜现象的人主要想研究的是银河系伴星系中那些一小团一小团的暗物质。但最近几年里，人们发现，微引力透镜实际上是寻找地外行星的有力手段。

想法还是挺简单的，近处作为透镜的恒星与背景恒星在天球上很近的擦肩而过（实际距离很远，但我们看到两个恒星在天空中的位置重合在一起了）。这样背景恒星的亮度会由于透镜的影响发生突然的光变。如果作为透镜的恒星并不孤独，而是带有一个或者多个伴侣的话，那么引起背景恒星的光变便会非常的有特点。人们可以通过模型拟和定出行星系统到恒星的距离，行星和恒星的质量之比。

这一寻找地外行星的方法非常的有吸引力。第一，这个方法对行星的质量不敏感。不像其他的方法，只能看到比较大的地外行星。微引力透镜使我们可以追踪地球质量的行星。这个方法对行星相对恒星位置很敏感，而最容易探测到的区间，恰好和最可能存在生命的行星所在的区间类似。

然而观测的难度是巨大的，首先恒星对恒星的引力透镜现象就是非常难以发生的。大约每看到几百万颗麦哲伦云里的恒星，才能够目睹一次恒星对恒星的引力透镜事件。行星系统的微引力透镜现象可以看作一个由恒星引起的主光变，加上一个由行星引起的次级光变。而次级光变的时间非常短暂。并且，虽然可以用这种方法看到行星，但之后，随着两颗恒星位置的离开，我们没有什么办法可以做跟踪观测。

然而科学家们还是乐观的。当年爱因斯坦认为完全不可能看到的事件，我们今天已经以相当高的精度观测到。也许在不久的将来，以上的困难都会被克服。

辨别方法

引力透镜分强弱，很大程度上就是用眼睛看。能够从一个背景天体的像中看到扭曲的，就是强的。看不出来的，就是弱的。这句话其实还需要进一步说明。看的出来的其实都是比较极端的，比如星系被拉成长条状，看着像哈哈镜。又或者星系被弄出好多的像来。

而看不出来的，是大多数。因为宇宙有天体的地方少，空旷的地方多，所以两个天体挨得很近的情况确实少。从观测上说，本来背景星系的形状就不是什么完美的几何图形。一个椭圆的星系，光线被轻微的偏折一下，还是椭圆的。你离的远，不能知道它的真面目是什么样子的，也就说不出它是怎么被变形的。但这种现象又是广泛存在的，因为引力是长程力，虽然远处作用弱了，但并没有消失。所谓人在江湖走，谁能不挨刀。光在宇宙中走，也必然要偏折。

问题是怎么测定弱引力透镜效应。最常用的方法就是看一大堆星系形状，然后做统计分析。这个想法是非常的聪明的。人们假设，在远处的星系，它们虽然有椭率，但椭率的大小和指向是完全随机的。那么如果你取一小块天区，对这小块天区里的星系椭率进行平均，那么平均值应该是0。但如果存在引力透镜效应，比如这小块天区里的星系都受到一个透镜星系的影响，那么它们的椭率就会有一个偏向性。单个的看，你看不出这些星系有什么特别的。但如果放在一起，你就会发现它们的形状都偏向某一个方向。（实际中这种偏向是很弱的，所以需要极高精度的测量）于是你可以把这些星系椭率的平均看作引力透镜信号强弱的一个估计。如果你对一块天区，每一小块都作这样的事情，最后你就可以得到一张引力透镜信号的分布图，通过一些算法，你就可以反演出在这块天区上2维的物质分布。

弱引力透镜是一个非常强有力的工具。因为它的物理非常的干净，唯一依赖的就是空间的物质分布。天文学家用它来做很多事情，特别是用来寻找暗物质。暗物质是宇宙实物的主要组分，是普通物质的10倍。由于暗物质并不发出电磁辐射，所以传统的方法没有办法探测它。但它有质量，就不可避免的有引力效应。而探测引力效应，正是弱引力透镜的强项。人们现用弱引力透镜寻找星系团，测定星系团里的暗物质分布，测定大尺度上的物质分布和相关。以及限制暗能量的参数。

应用领域

印第安纳波利斯诺特丹大学的研究人员通过引力透镜技术或观测到首个系外行星的“月亮”，但我们无法进一步确定其真实性，因为观测技术受到限制。

据国外媒体报道，著名的哈勃空间望远镜到现在已经24岁了，一款空间望远镜能服役超过20年应该算是非常古老的玩意，但哈勃空间望远镜仍然在为我们呈现更加惊人的宇宙深空照片，并展开各种宇宙观测的研究。现在，天文学家使用哈勃空间望远镜三角测量对7500光年外的恒星进行测距，如果采取以前的观测方法，将局限在数百光年之内，最新的观测方法创新使得我们可以对接近1万光年外的恒星进行测距，效能提升了10倍以上。

基于新方法的观测技术，科学家将哈勃空间望远镜的测距能力进行了提升，这项新技术不仅能提高观测宇宙的精确度，而且有助于对暗能量本质的研究。位于美国巴尔的摩的太空望远镜科学研究所科学家亚当·里斯认为暗能量是一种神秘的能量，其充满在宇宙空间中，并推动宇宙以更快的速度膨胀，来自约翰霍普金斯大学的研究人员也参与了本次调查，开发出的新技术可以拓展哈勃空间望远镜的观测能力。

重要发现

国外

此前，国际上发现的强引力透镜系统非常稀少，总共约120个星系团显现强引力透镜系统。国家天文台博士生文中略等人利用美国公开的SDSS巡天数据，选出近40,000个星系团，通过仔细检查每个星系团的图像，发现13例新的星系团强引力透镜系统候选体。其中有4例几乎无需证实就可以肯定是引力透镜系统，有5例非常可能是引力透镜系统，还有4例很可能是引力透镜系统。其中有2例由于背景星系与前景星系团几乎在一条视线上，而产生了引力透镜光环！这是极为罕见的珍品。该工作以快报的形式发表在Research in Astronomy and Astrophysics 2009年第一期上。

国内

中国青年天文学者发现罕见引力透镜光弧

据中国科学院网站消息，国家天文台博士生文中略等人从国际巡天数据库SDSS中发现了星系团强引力透镜系统，这是中国学者首次从观测数据中发现引力透镜现象。

中国天文学家曾从理论上研究引力透镜效应及其宇宙学的应用，并获国家自然科学二等奖。 团队进行数值模拟研究其发生的频度并研究宇宙大尺度结构的性质。文中略等人的这项工作是中国天文学家首次从观测数据中直接发现引力透镜光弧。论文投稿并在网上公布后，立即引起英国和美国同类小组的极大兴趣。与英国小组交流表明，有5例与他们发现的候选体重叠，因而是相互独立的发现。美国小组几天之后也公布了他们的结果，并用光谱观测证实了我们样本中的2例。中国因为缺乏大望远镜无法进行光谱证实。尽管如此，国际上著名引力透镜专家、英国Manchester大学毛淑德博士认为这是从大量巡天数据库中做出的新的令人激动的发现。他特地为这篇文章在RAA的发表撰写了新闻评论。