四川
望远镜把不同距离的天体投影到同一张平面上，两个光点看似挨得很近，实际可能相隔几百、几千甚至数百万光年。银河系里恒星之间的平均距离以光年计，而恒星半径只以几十万或几百万公里计。
光束要从一颗恒星表面附近掠过，所需的几何对齐极其苛刻。多数来自可分辨恒星的光，在抵达地球前并不会贴近另一颗恒星。
广义相对论指出，任何质量都会让附近时空弯曲，所以哪怕一只手也会对光产生极微弱偏折，只是完全达不到日常可测程度。对球对称天体，光线偏折角会随质量增大而增大，随最近掠过距离增大而减小。
太阳质量很大，光线若擦过太阳边缘，偏折约为1.75角秒；离太阳越远，角度迅速缩小。1919年日全食观测之所以等待月球遮住太阳，正是因为需要测量背景恒星在太阳边缘附近的细小位置变化，同时压低强烈日光干扰。
普通恒星也能成为透镜，但通常需要几乎完美的前后对齐。前景星的引力会暂时放大背景星亮度，形成微引力透镜事件；若测量精度足够高，还能看到背景星视位置轻微移动，称为天体测量微透镜。
当透镜从单颗恒星换成拥有数千亿颗恒星和大量暗物质的星系，效果会强得多。前景星系或星系团可以把背景星系拉成长弧，产生多个像；对齐非常接近轴线时，还会形成爱因斯坦环。
此时观测到的形状和位置确实与未经偏折的真实方向不同，但这种扭曲具有规律。研究人员建立透镜质量模型，便能反推背景天体位置，并利用放大效应观察本来过于遥远和暗淡的宇宙。
所谓真实位置还要分清含义。由于光速有限，看到的永远是天体过去的状态；恒星也具有自行和视差，地球运动会改变其表观方向；大气还会折射地面望远镜接收的光。
现代星表会把这些效应纳入模型，给出规定历元下的位置、距离和运动参数。引力偏折只是误差预算中的一项，而且在太阳系内有成熟修正方法。
深空图像中的大多数小亮点也并非沿途障碍。有些是银河系前景星，更多模糊斑点是各自包含巨量恒星的遥远星系。
光束可以从星系外缘或暗物质晕中经过，受到整体势场影响，却不会像弹珠撞上障碍那样反复改变方向。宇宙在肉眼图像上显得拥挤，三维空间实际上极为空旷。
即便偏折角很小，极高精度任务仍不能忽略它。微角秒级天体测量需要校正太阳、行星和已知前景质量的影响，射电干涉和航天器导航也会处理相对论修正。
这与位置被彻底掩盖是两回事：误差可预测、可测量、可建模，就能从观测中分离。因此，星光没有在漫长旅途中被无数恒星搅成无法辨认的方向。
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