''' 引力透镜 ''' ，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）。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 [[爱因斯坦| 阿尔伯特·爱因斯坦 ]] 的广义相对论确实是引力的正确描述。

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。研究引力透镜对遥远类星体光线的影响，有助于解决关于 [[ 宇宙 ]][[ 年龄 ]] 和宇宙当前膨胀速率的争论。

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）。

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。

前面提到的都算比较强的引力透镜现象了，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。 [[Category:320 天文學總論]]