Kütleçekimsel merceklenme
Tanım

Optik merceğin tersine, maksimum bükülme kütleçekimsel merceğin merkezine yakın, minimum bükülme ise merkezden uzakta gerçekleşir. Sonuç olarak, kütleçekimsel mercek tek bir odak noktasına sahip değildir. Onun yerine odak çizgisi vardır. Eğer ışık kaynağı (mercek gibi davranan devasa gök cismi)  ile gözlemci düz bir doğrultu üzerinde bulunuyorlarsa, gerçek ışık kaynağı mercek gibi davranan devasa gök cisminin etrafında halka şeklinde görünür. Eğer bir hizalama varsa, gözlemci halka yerine parçalı yaylar görecektir. Bu olgu ilk defa 1924 yılında fizikçi Orest Chwolson tarafından bahsedilmiştir. ve 1936 yılında Albert Einstein tarafından hesaplanmıştır. Bu sıklıkla literatürde Einstein halkası olarak geçer. Chwolson akı veya halka fotoğrafının yarıçapı ile ingilenmemiştir. Daha çok, mercek gibi davranan kütlelerin karmaşık olduğu (galaksi grubu veya galaksi kümesi gibi) ve uzay-zamanın küresel çarpıtmasına neden olmayan yerlerde kaynağın mercek etrafında parçalı yaylara neden olduğu yerleri incelemiştir. Gözlemci aynı kaynağın çoklu bozulmuş resimlerini görebilir. Kaynağın, merceğin, gözlemcinin, göreli konumlarına bağlı olarak, sayıları ve biçimleri değişebilir.
Üç tip kütleçekimsel merceklenme sınıfı vardır:
1. Güçlü merceklenme: Einstein halkasının, yayların ve çoklu resimlerin oluşumu gibi kolaylıkla görünen çarpıtmaların olduğu yerler.
2. Zayıf merceklenme: arka plandaki kaynakların çarpıtmalarının çok daha küçük olduğu yerler. Bunların tespit edilebilmesi için çok sayıda kaynağa bakılarak sadece küçük bir yüzdedeki uyumlu çarpıtmaların bulunması gerekir. Merceklenme statik olarak gösteriyor ki arka plandaki objelerin öncelikli gerilmeleri merceğin merkezi boyunca olan yöne diktir. Biçimlerin ölçülmesi ile ve uzaktaki çok sayıda galaksinin uyum sağlaması, herhangi bir bölgedeki merceklenmiş alanın ortalama uyumu ölçülebilir. Bu o bölgedeki kütle dağılımının tekrar yapılması için kullanılabilir. Özel olarak, arka plandaki karanlık madde dağılımı tekrar yapılabilir. Galaksiler özünde eliptiklerdir ve zayıf kütleçekimsel merceklenme sinyali çok küçüktür. Galaksilerin çoğu bu araştırmalarda kullanılmalıdır. Bu zayıf mercek araştırmaları, sistematik hataya sebep olabilecek önemli kaynaklardan dikkatlice arındırılmalıdır. Galaksilerin gerçek yapılarının, kameranın tek bir noktaya odaklanma eğilimi galaksinin şeklini bozabilir ve gökbilimsel görme nedeniyle bozulan resimler anlaşılmalıdır ve dikkatlice sayılmalıdır. Bu araştırmaların sonuçları kozmolojik değişken tahminleri için önemlidir. Lamda-CDM modelinin daha iyi anlaşılması ve geliştirilebilmesi için önemlidir ve diğer kozmolojik gözlemlerinin kontrolünde tutarlılık sağlıyor. Bu araştırmalar aynı zamanda karanlık enerji üzerine yapılacak ilerideki kısıtlamaları sağlayabilir.
3. Mikro merceklenme: Şekilde hiç bozulmanın olmadığı yerler görülebilir. Arka plandaki objeden alınan ışığın miktarı zamanla değişiyor. Tipik bir durumda mercek etkisi gösteren obje samanyolundaki yıldızlar olabilir, arka plandaki kaynak uzak galaksideki bir yıldız olabilir. Diğer bir durumda ise çok uzaktaki kuasar bile olabilir. Etki çok küçüktür, güçlü merceklenme durumundaki gibi güneş kütlesinin 100 milyar katı bir kütleye sahip bir galaksi bile sadece birkaç açı saniyesi ile ayrılan çoklu resimler üretebilir. Galaksi kümeleri birkaç açı dakikası aralıklar üretebilir. Her iki durumda da galaksiler ve kaynaklar uzaktadırlar, galaksimizden yüzlerce megaparsek uzaklığında.
Kütleçekimsel merceklenme bütün elektromanyetik radyasyon çeşitlerinde eşit derecede davranır, sadece  görünür ışıkta değil. Zayıf merceklenme etkisi, kozmik mikrodalga arka plan ışıması için çalışılmıştır ve aynı zamanda galaksi araştırmaları için. Güçlü merceklenme radyo ve X-ray bölgelerinde gözlenmiştir. Eğer güçlü mercekler çoklu resimler üretiyorsa iki yol arasında göreli bir zaman gecikmesi olacaktır. Bir resimdeki merceklenmiş obje diğer resimden daha önce gözlenecektir.