引力透鏡效應

根據廣義相對論，引力透鏡效應就是當背景光源發出的光在引力場（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光線會像通過透鏡一樣發生彎曲。光線彎曲的程度主要取決於引力場的強弱。分析背景光源的扭曲，可以幫助研究中間做為“透鏡”的引力場的性質。根據強弱的不同，引力透鏡現象可以分為強引力透鏡效應和弱引力透鏡效應。

一般從數學上來講，面質量密度（κ）大於1的為強引力透鏡區域，小於1的為弱引力透鏡區域。在強透鏡區域一般可以形成多個背景源的像，甚至圓弧（又稱“愛因斯坦環”，Einstein Ring），而弱透鏡區域則只產生比較小的扭曲。強透鏡方法通過對愛因斯坦環的曲率和多個像的位置的分析，可以估計測量透鏡天體質量。弱透鏡方法通過對大量背景源像的統計分析，可以估算大尺度範圍天體質量分佈，並被認為是現在宇宙學中最好的測量暗物質的方法。

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。

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）。對引力透鏡效應的觀測證明愛因斯坦的廣義相對論確實是引力的正確描述。

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。研究引力透鏡對遙遠類星體光線的影響，有助於解決關於宇宙年齡和宇宙當前膨脹速率的爭論。

當銀河系中一個暗天體正好在一較遠恆星（如麥哲倫雲中的一顆恆星）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。單個恆星造成的這種引力透鏡有時叫做“微透鏡（Microlensing）”。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）。

由多國科學家共同完成的一項研究成果表明，利用引力透鏡效應這一“宇宙放大鏡”，藉助功能更為強大的天文望遠鏡，天文學家有可能觀測到宇宙中最早和最遙遠的星系。

科學家們研究認為，利用這一原理，用新型第三代寬視場照相機、哈勃望遠鏡能夠觀測到在紅移8－10處一些最明亮的星系，相當於年齡在650萬至480萬年間的早期宇宙。預計於2014年發射升空的詹姆斯－韋伯空間望遠鏡不僅能觀測到相同紅移處更多較暗弱的星系，還能觀測到紅移更高的星系。下一代大型望遠鏡計劃，例如中國正在參與初期建設的國際三十米望遠鏡項目，有望使科學家們可以更好地了解這些遙遠星系的星族特徵及內部動力學過程。

科學家們提出，對遙遠星系流量的測量和計數，很可能會由於前景星系的放大效應而被顯著扭曲。在處理未來的巡天數據時這將是一個關鍵的考慮因素。沿著這條路，下一代望遠鏡將有可能為人類提供更精細的圖片，來解釋諸如宇宙誕生初期銀河這樣的結構如何形成的問題。