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天文望远镜可分为折射和反射望远镜，1609年，伽利略从荷兰听到望远镜的新技术，自行制造出折射望远镜。1668年，牛顿用凹面镜聚焦，设计出反射望远镜，解决透镜的色差问题。还有一种望远镜不用透镜和反射镜，也能搜寻宇宙天体，这个望远镜和爱因斯坦有关。
爱因斯坦没有发明或制造望远镜，但根据广义相对论，我们利用时空的扭曲，可以达到望远镜的功能，观测几十亿光年远的天体。说穿了，爱因斯坦的望远镜是利用万有引力，观察非常遥远的星体，甚至可以“看到”没有电磁波的暗物质，堪称为引力望远镜。
引力望远镜之所以能“看到”暗物质，是因为所使用的原理不同。以折射望远镜为例，远方的星光从物镜进入望远镜镜筒，星光经过不同的介质（主要是空气和玻璃透镜）有光线偏折的现象，最后将星光聚焦成像。引力望远镜则是因为星体的质量改变周遭空间的曲率，使得星光因而偏折扭曲，甚至重影。
质量改变空间曲率的理论来自广义相对论，但理论的建立并不那么顺利。爱因斯坦在1907年发表广义相对论的第一篇论文，最终版本是在1915年11月定稿。在这期间，爱因斯坦发表过一些相关论文，也不断在更新的版本中证明之前的错误。1914年8月，德国天文学家欧文·弗罗因德利克带队到俄国克里米亚半岛观测当地的日食，希望看到太阳周围的扭曲空间改变背景星光路径，借以证明广义相对论。1911年，爱因斯坦根据旧版本预测背景星光的偏移量。其实早在1801年，德国物理学家约翰·索德纳根据牛顿万有引力定律就算出相同的偏移量（0.84秒弧，1秒弧等于角度1°的1/3600），如果欧文的日食观测顺利，会发现与爱因斯坦的预测不符。既是幸运（对爱因斯坦），也是不幸（对欧文），当欧文进入俄国的时候，第一次世界大战爆发，他被俄国士兵抓了起来，失去了机会。爱因斯坦在1915年11月15日得出的广义相对论终极版，算出来的星光偏移量是原先的2倍。1919年，英国物理学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿率领观测团队到西非普林塞小岛，得到了他自称“我一生最快乐时刻”的结果：星光偏移量与终结版广义相对论的预测相符。
只要有质量或能量就可以当成引力望远镜的透镜，当星光经过透镜四周凹陷的空间时就会偏折，离凹陷中心越近，偏折角度越大，偏折角度和透镜质量成正比。因此，我们看到的光源在天空中的位置会产生偏移或扭曲。
在众多扭曲的星光中，最令人震撼的是爱因斯坦环，当光源、透镜和我们正好在同一直线时，位于中间的透镜将单一光源变成一圈光环，这是非常罕见的现象。1987年，贾克琳·休伊特的团队利用特大天线阵观测类星体，发现了第一个爱因斯坦环（MG1131+0456）。早在1924年，俄国物理学家奇沃尔松便曾预测大型恒星形成的引力透镜可能造成爱因斯坦环，但爱因斯坦在1936年的评论中表示，理论可行但不容易观测，因为排成一直线的机会太小，并且恒星等级的引力透镜所造成的爱因斯坦环半径太小，远超过观测能力。但透镜若是一个星系，所造成的爱因斯坦环便足以观测到，MG1131+0456就是一例：它的透镜是一个星系，爱因斯坦半径约0.87秒弧。
除了完整的爱因斯坦环，天文学家在1979年首次观测到类星体Q0957+561的双重电波影像。由于这两个电波影像有近乎一样的光谱，可以断言来自同一个电波源，受到一个星系透镜的作用而形成两个影像。这也是人们首次观察到的引力透镜效应。另一个引人注目的事件是1990年发现的爱因斯坦十字（Q2237+030），当中的星系透镜离我们约4亿光年，远方的类星体离我们约80亿光年，类星体的影像在星系透镜的影像四周，以十字排列的方式形成四个魅影。星系团也有足够的质量担任透镜的角色，1986年美国天文学家林德斯和佩托西奥首次发现一个1014太阳质量的星系团造成的局部爱因斯坦环。他们只看到一段弧状的影像，但比之前的明显许多。
引力透镜造成遥远星光的扭曲，也会有聚光的功能，让某些星光突然增亮，这种增亮现象（被称为微透镜效应）可以用来寻找黑洞和系外行星。在这个搜寻过程中，黑洞和系外行星的角色是引力透镜。
三个独立的观测团队开始了长期观测，希望能找到银河盘面和核球内的微透镜事件，进而找到黑洞和系外行星。1999年，其中两个团队观测到一个微透镜事件，聚光造成的亮度变化最强可达原先的32倍。整个事件延续了3年，初步估算可能是一个4倍～100倍太阳质量的黑洞。如果引力透镜是系外行星，微透镜事件只有几小时或几天。
引力望远镜主要不是用来观测扭曲的星光，而是测量透镜的质量。由于扭曲星光的程度主要是和透镜质量有关（还有之间的距离），因此除了星系、星系团、黑洞和行星外，还可以通过寻找暗物质，进而推算暗物质的质量多寡以及分布状况，甚至为我们的宇宙称重。宇宙的组成只有约4%是一般的原子，还有23%的暗物质和73%的暗能量。暗能量虽然不能用引力望远镜直接测量，但其会在宇宙大尺度结构留下印记，天文学家可以通过引力望远镜研究大尺度结构和时空的演化，探究宇宙的起源以及来龙去脉。
爱因斯坦没有发明或制造望远镜，但根据广义相对论，我们利用时空的扭曲，可以达到望远镜的功能，观测几十亿光年远的天体。说穿了，爱因斯坦的望远镜是利用万有引力，观察非常遥远的星体，甚至可以“看到”没有电磁波的暗物质，堪称为引力望远镜。
引力望远镜之所以能“看到”暗物质，是因为所使用的原理不同。以折射望远镜为例，远方的星光从物镜进入望远镜镜筒，星光经过不同的介质（主要是空气和玻璃透镜）有光线偏折的现象，最后将星光聚焦成像。引力望远镜则是因为星体的质量改变周遭空间的曲率，使得星光因而偏折扭曲，甚至重影。
质量改变空间曲率的理论来自广义相对论，但理论的建立并不那么顺利。爱因斯坦在1907年发表广义相对论的第一篇论文，最终版本是在1915年11月定稿。在这期间，爱因斯坦发表过一些相关论文，也不断在更新的版本中证明之前的错误。1914年8月，德国天文学家欧文·弗罗因德利克带队到俄国克里米亚半岛观测当地的日食，希望看到太阳周围的扭曲空间改变背景星光路径，借以证明广义相对论。1911年，爱因斯坦根据旧版本预测背景星光的偏移量。其实早在1801年，德国物理学家约翰·索德纳根据牛顿万有引力定律就算出相同的偏移量（0.84秒弧，1秒弧等于角度1°的1/3600），如果欧文的日食观测顺利，会发现与爱因斯坦的预测不符。既是幸运（对爱因斯坦），也是不幸（对欧文），当欧文进入俄国的时候，第一次世界大战爆发，他被俄国士兵抓了起来，失去了机会。爱因斯坦在1915年11月15日得出的广义相对论终极版，算出来的星光偏移量是原先的2倍。1919年，英国物理学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿率领观测团队到西非普林塞小岛，得到了他自称“我一生最快乐时刻”的结果：星光偏移量与终结版广义相对论的预测相符。
只要有质量或能量就可以当成引力望远镜的透镜，当星光经过透镜四周凹陷的空间时就会偏折，离凹陷中心越近，偏折角度越大，偏折角度和透镜质量成正比。因此，我们看到的光源在天空中的位置会产生偏移或扭曲。
在众多扭曲的星光中，最令人震撼的是爱因斯坦环，当光源、透镜和我们正好在同一直线时，位于中间的透镜将单一光源变成一圈光环，这是非常罕见的现象。1987年，贾克琳·休伊特的团队利用特大天线阵观测类星体，发现了第一个爱因斯坦环（MG1131+0456）。早在1924年，俄国物理学家奇沃尔松便曾预测大型恒星形成的引力透镜可能造成爱因斯坦环，但爱因斯坦在1936年的评论中表示，理论可行但不容易观测，因为排成一直线的机会太小，并且恒星等级的引力透镜所造成的爱因斯坦环半径太小，远超过观测能力。但透镜若是一个星系，所造成的爱因斯坦环便足以观测到，MG1131+0456就是一例：它的透镜是一个星系，爱因斯坦半径约0.87秒弧。
除了完整的爱因斯坦环，天文学家在1979年首次观测到类星体Q0957+561的双重电波影像。由于这两个电波影像有近乎一样的光谱，可以断言来自同一个电波源，受到一个星系透镜的作用而形成两个影像。这也是人们首次观察到的引力透镜效应。另一个引人注目的事件是1990年发现的爱因斯坦十字（Q2237+030），当中的星系透镜离我们约4亿光年，远方的类星体离我们约80亿光年，类星体的影像在星系透镜的影像四周，以十字排列的方式形成四个魅影。星系团也有足够的质量担任透镜的角色，1986年美国天文学家林德斯和佩托西奥首次发现一个1014太阳质量的星系团造成的局部爱因斯坦环。他们只看到一段弧状的影像，但比之前的明显许多。
引力透镜造成遥远星光的扭曲，也会有聚光的功能，让某些星光突然增亮，这种增亮现象（被称为微透镜效应）可以用来寻找黑洞和系外行星。在这个搜寻过程中，黑洞和系外行星的角色是引力透镜。
三个独立的观测团队开始了长期观测，希望能找到银河盘面和核球内的微透镜事件，进而找到黑洞和系外行星。1999年，其中两个团队观测到一个微透镜事件，聚光造成的亮度变化最强可达原先的32倍。整个事件延续了3年，初步估算可能是一个4倍～100倍太阳质量的黑洞。如果引力透镜是系外行星，微透镜事件只有几小时或几天。
引力望远镜主要不是用来观测扭曲的星光，而是测量透镜的质量。由于扭曲星光的程度主要是和透镜质量有关（还有之间的距离），因此除了星系、星系团、黑洞和行星外，还可以通过寻找暗物质，进而推算暗物质的质量多寡以及分布状况，甚至为我们的宇宙称重。宇宙的组成只有约4%是一般的原子，还有23%的暗物质和73%的暗能量。暗能量虽然不能用引力望远镜直接测量，但其会在宇宙大尺度结构留下印记，天文学家可以通过引力望远镜研究大尺度结构和时空的演化，探究宇宙的起源以及来龙去脉。