什么是引力透镜？
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引力透镜是观察者（我们）与背景光源之间的大型物体对光的弯曲。它是爱因斯坦广义相对论的直接预测，并由奥特·爱丁顿爵士在1919年5月29日著名的日冕期间进行了测试和证实，在那次观测中，恒星的位置非常接近太阳，在另一个位置观测到了它-GR成功预测了确切位置。
在许多情况下都可能引起重力透镜。这些制度是：
强视
强力透镜是引力透镜在视觉上最令人惊叹的形式，顾名思义，它需要一个巨大的物体，并且透镜和光源之间必须有很多对准。银河星团是强引力透镜的最常见原因。局部弧，全弧（爱因斯坦环）和多个图像都是人们可以观察到的强引力透镜特征。产生强烈引力透镜特征的一些最常研究的物体是Abell星团，其中最著名的是Abell 1689（下图）。
诸如弧线和环之类的强镜头特征通常是由于对象扩展（例如，背景星系本身不属于星团本身），而多图像（主要是四图像系统）通常是对象，例如背景类星体。
弱镜头
弱引力透镜的发生频率比强力透镜的发生频率高得多。透镜可以是星团（在其外部区域），单个星系，甚至是宇宙中的大规模结构。弱镜头不是眼睛可察觉的效果，而是必须从统计角度进行。一个的椭圆率场的背景星系在网格上观察到的，并且统计平均在一起以产生弱透镜信号。这些背景星系由于透镜变形而产生的形变在百分比尺度上。但是，有一个重要的假设，那就是星系的等长线（恒光线）是椭圆形的，它们的方向是完全随机的。这样，任何净额产生的切向剪切是由于引力透镜引起的。在下面的图像中（从左上方到右下方），左上方的帧显示了圆形星系的非透镜场，其右上方显示了透镜效应。右下角的图像增加了形状噪声（背景星系的“真实”视场），其右侧是该视场将如何成像。
最后，更高阶的形状畸变效应（尤其是弯曲）可以产生扩展的银河源，不仅剪切，而且弯曲。目前这是一件很难衡量的事情。
微透镜
微透镜是在银河系星系范围内最常见的透镜成像制度。当背景恒星从前景恒星后面经过时，可能会发生这种情况。实际上，微透镜的强度足以产生多张背景恒星图像，但是由于图像间隔太小（微弧度标度，因此而得名），因此我们观察到的结果（因为微弧度的角分辨率很难实现） ）是当物体移入和移出与中间大块物体对齐时通量的变化。有趣的是，微透镜实际上已被证明可用于探测恒星透镜系统周围的行星。
引力透镜是大量重力对光路的影响。这是一个效果示例：
动画显示一个黑洞从银河系的前面经过（模拟）。从理论上讲，任何表面质量密度大于临界表面质量密度的物体都可以产生类似的效果。
发生的事情是光沿着时空结构沿直线传播。当织物中有非常重的物体时，它会使织物弯曲-由于光线在织物上遵循一条直线，因此该线也会弯曲。这意味着光线不成一直线，从而产生透镜效应。
根据此NASA教程，引力透镜是指从远方物体发出的光将被大物体（例如银河系）的引力场所弯曲，该大物体位于我们与远方物体之间。
总结此效果的图表如下：
资料来源：“发现异常引力透镜”（Courbin等人）