引力透鏡效應（英語：gravitational lensing），根據廣義相對論，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，可以幫助研究中間作為「透鏡」的引力場的性質。根據尺度與效果的不同，引力透鏡效應可以分為強引力透鏡效應和弱引力透鏡效應。
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Orest Khvolson（1924）和Frantisek Link（1936）被認為是第一個在論文中討論這種效應的人，但它通常與愛因斯坦聯繫在一起，因愛因斯坦在1912年對此理論進行計算，並在1936年發表了一篇關於該主題的文章。[1]
1937年，弗里茨·茲威基（Fritz Zwicky）提出星系團可以充當引力透鏡，此說法在1979年透過觀察雙類星體QSO SBS 0957+561證實該理論的可行性。
一般從數學上來講，面質量密度（）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。強透鏡的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布，並被認為是現在宇宙學中最好的測量暗物質的方法。
1980年，天文學家觀測到類星體Q0957+561發出的光在它前方的一個星系的引力作用下彎曲，形成了兩個一模一樣的類星體的像。這是人類第一次觀察到引力透鏡效應。
效應描述
參見
外部連結
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