光線的確會因時空發生彎曲，到達地球前的確可能已發生多次彎曲。所以如果你是想看到最原始的光線成的像，那麼不好意思，這個願望可能很難實現。
彎曲時空中行走的光線產生了扭曲的像。
但如果你的目的是探索我們的宇宙，那這樣的光線就大有用處了! 你想想，光線的扭曲是因為我們的光線在傳播過程中經過了完全的時空，而彎曲的時空是由那個時空中所處的大量的物質造成的。那麼，我們反過來想，光線的彎曲程度不就反應了那片區域內的物質的分佈嘛？那現在我們通過研究光線，不但可以像以前一樣研究看得見的天體，而且現在連看不見的天體都可以研究了。因為看不見的天體雖然不直接發光，但它們的質量卻可以把經過的光線扭曲，從而讓遠方的我們察覺到它們的存在。
這種看不見的物質有個學名：暗物質。而這種對光線的彎曲作用也有個學名：引力透鏡。顧名思義，就是物質的引力像我們傳統的玻璃透鏡一樣將光線彎曲，匯聚，最後生成彎曲的像。根據廣義相對論，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。
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。
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。
計算恆星的距離不是靠方向，而是靠質量和亮度。而質量是利用脈衝星的脈衝週期計算的。西方人在伽利略發明瞭望遠鏡以後，沒事兒就朝天上亂看，對天文學的發展促進巨大。在發明了照相機以後，通過長時間曝光，觀測的距離大大超出了人的眼力。長期的觀測，發現了脈衝星的週期與質量的對應關係，質量與亮度的關係，亮度與距離的關係。西方文明包含了科技的進步基因。中國也不差。他們擅長從0到1，中國人擅長從1到100！
其實不僅僅是光，光也只是波的一種表現形式罷了，任何形式的波，長的有引力波，短的如X射線，γ射線，電磁波等等都會被引力所改變路線，也就是說不管怎麼測量，都是不完全準確的，可能將來人類有辦法發現更靠譜的方法來測量距離吧。
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