Три класу
1. Сильне лінзування.
Там, де є легко видимі недоліки, такі як освіта кілець Ейнштейна, дуг і множинних зображень.
2. Слабке лінзування.
Де зміна фонових джерел набагато менше і може бути виявлено тільки шляхом статистичного аналізу великої кількості об’єктів, щоб знайти когерентні дані всього в декілька відсотків. Об’єктив показує статистично як переважний розтягнення фонових матеріалів перпендикулярно напрямку до центру. При вимірюванні форми і орієнтації великої кількості віддалених галактик їх розташування можуть бути усереднені для вимірювання зсуву поля лінзування в будь-якій області. Це, в свою чергу, може бути використано для відновлення розподілу маси: зокрема, фонове розподіл темної матерії може бути реконструйована. Оскільки галактики за своєю природою еліптичні, а слабкий гравітаційний лінзовий сигнал малий, в цих дослідженнях необхідно використовувати дуже велику кількість галактик. Дані вивчення слабких лінз повинні ретельно уникати низки важливих джерел систематичної помилки: внутрішню форму, тенденцію функції розсіювання точки камери спотворювати, а також можливість атмосферного бачення змінювати зображення.
Результати цих досліджень важливі для оцінки гравітаційних лінз в космосі, щоб краще зрозуміти та удосконалити модель Lambda-CDM і забезпечити перевірку узгодженості інших спостережень. Вони також можуть надавати важливе майбутнє обмеження темної енергії.
3. Мікролінзування.
Де не видно ніяких спотворень у формі, але кількість світла, одержуваного від фонового об’єкта, що змінюється в часі. Предметом лінзування можуть бути зірки, у Чумацькому Шляху, а джерелом фону є кулі в віддаленій галактиці або, в іншому випадку, ще більш відісланий квазар. Ефект невеликий, так що навіть галактика з масою, що перевищує масу Сонця в 100 мільярдів разів, створить декілька зображень, розділених всього парою кутових секунд. Галактичні кластери можуть виробляти рознесення на хвилини. В обох випадках джерела досить далекі, багато сотень мегапарсек від нашого Всесвіту.
