Pierwszą zaobserwowaną soczewką grawitacyjną był podwójny, radiowy obraz kwazara Q0957+561 (rys. 5). Odkrycia dokonali Dennis Walsh (Manchester University), Robert Carswell (Cambridge University) i Ray Weymann (Arizona University).
Rys. 5 Mapy radiowe przedstawiające podwójny obraz kwazara Q0957+561 (lewy górny róg) i galaktyki będącej soczewką (lewy dolny róg) oraz widma obu kwazarów (prawy górny róg).
Na uzyskanej przez nich mapie radiowej widoczne były dwa obrazy kwazara oddalone od siebie o sześć sekund łuku, których widma okazały się identyczne. Otrzymane na ich podstawie przesunięcie ku czerwieni wynosiło dla obu obrazów 1,39z. Dalszym potwierdzeniem tego, że mapa radiowa przedstawia rzeczywiście soczewkę grawitacyjną było odkrycie galaktyki spełniającej rolę soczewki grawitacyjnej (rys. 5, lewy dolny róg) o przesunięciu ku czerwieni z=0.36.
Lata osiemdziesiąte przyniosły odkrycie dwunastu innych przypadków obrazów wielokrotnych zaobserwowanych w zakresie radiowym, a potem także widzialnym. Były to min. Krzyż Einsteina (fotografia 1) oraz pierwsze źródło w kształcie pierścienia, MG 1131+0456, czyli tzw. Pierścień Einsteina (rys 6).
Fotografia 1 Soczewka Huchry (Krzyż Einsteina). Zdjęcie wykonane przez J. Arnauda za pomocą znajdującego się na Mauna Kea CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope).
Rys.6 Mapa radiowa Pierścienia Einsteina.
Wszystkie wymienione wcześniej soczewki grawitacyjne przedstawiały wielokrotne radiowe obrazy kwazarów, czyli opierały się na modelu zakładającym, że źródło światła można uważać za punktowe. Pierwszych obserwacji źródeł rozciągłych dokonali w latach 1985-86 Fort, Lynds i Petrosian, nie zauważając jednak, że mają do czynienia z soczewkowaniem grawitacyjnym. Wykonane przez nich obserwacje, tzn. szeroki na dwie i rozciągający się na dwadzieścia sekund łuk świetlny w gromadzie Abell 370 (fotografia 2) i łuk w gromadzie CI2244 (fotografia 3), zostały poprawnie zinterpretowane przez prof. Bohdana Paczyńskiego jako silnie zdeformowane obrazy odległych galaktyk soczewkowanych grawitacyjnie przez leżące bliżej nas gromady galaktyk.
Fotografia 2 Łuk świetlny (środkowa część fotografii) w gromadzie Abell 370. Zdjęcie wykonane 21 lutego 2000 roku za pomocą CFHT.
Fotografia 3 Łuk świetlny w gromadzie CI2244. Zdjęcie wykonane przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a.
W tym momencie można przejść do astrofizycznych zastosowań makrosoczewkowania grawitacyjnego. Teoretyczne modele dotyczące łuków grawitacyjnych wykazały bowiem, że masy gromad galaktyk spełniających rolę soczewek grawitacyjnych muszą być około dziesięciokrotnie większe niż to co jest obserwowane w postaci galaktyk gromady. Stanowi to potwierdzenie wcześniejszych obserwacji, mających swój początek w spostrzeżeniu dokonanym w 1933 przez Fritza Zwicky'ego, który dowiódł, że ,,widoczne'' masy dwu najbliższych gromad galaktyk (w Warkoczu Bereniki i w Pannie) są kilkakrotnie mniejsze od tych, które potrzebne są na utrzymanie razem tworzących je galaktyk.
Kolejne zastosowanie makrosoczewkowania grawitacyjnego wiąże się z możliwością obserwacji tzw. miniłuków świetlnych, będących obrazami soczewkowanych bardzo odległych galaktyk, a co za tym idzie pozwala na badanie dalekich rejonów Wszechświata. Ponieważ na niebie istnieją setki łatwo wykrywalnych gromad galaktyk, zaobserwować można znacznie więcej zjawisk makrosoczewkowania odległych galaktyk w postaci miniłuków świetlnych niż wielokrotnych obrazów kwazarów, czy też zwykłych łuków świetlnych, takich jak te zaobserwowane przez Forta, Lyndsa i Petrosiana. Obserwacja takiego zjawiska pokazana jest na fotografii 4 wykonanej za pomocą niemieckiego teleskopu w Calar Alto przez R. Pello oraz J. F. Leborgne'a i przedstawiającej miniłuki świetlne w gromadzie Abell 2218.
Fotografia 4 Miniłuki świetlne w gromadzie Abell 2218. Źródło: Fort B.: Złudzenia niebieskie i teleskopy grawitacyjne (w Świat nauki współczesnej Warszawa 1996 Wydawnictwo Naukowe PWN).
Kolejnym, niezwykle pożytecznym zastosowaniem makrosoczewkowania grawitacyjnego jest możliwość pomiaru stałej Hubble'a z obserwacji wielokrotnych obrazów soczewkowanych grawitacyjnie kwazarów. Polega to na mierzeniu różnic w czasie dotarcia do obserwatora promieniowania elektromagnetycznego od kolejnych obrazów kwazara, co możliwe jest wtedy, gdy kwazar wykazuje wewnętrzną zmienność. Ponieważ jednak pomiary te utrudnione są przez niezbyt dużą dokładność wyznaczania opóźnień czasowych i zależność oczekiwanych opóźnień od przyjętego modelu rozkładu masy w galaktyce będącej soczewką, wyznaczona w ten sposób stała Hubble'a zawiera się w bardzo szerokim przedziale 20 - 100 km s-1 Mpc-1; nie jest jednak rozbieżna z przyjmowanym zakresem 50 - 100 km s-1 Mpc-1. Można mieć nadzieję, że większa liczba dokładniej wyznaczanych opóźnień czasowych oraz dalsze prace teoretyczne doprowadzą do coraz dokładniejszych pomiarów wartości stałej Hubble'a.
Poza tym z liczby obserwowanych zjawisk makrosoczewkowania grawitacyjnego można wnioskować o wartości dwóch ważnych - zwłaszcza z punktu widzenia kosmologii - stałych: średniej gęstości Wszechświata Ω0 i stałej kosmologicznej Λ. Na koniec można by stwierdzić, że obserwacje zjawisk makrosoczewkowania grawitacyjnego kwazarów stanowią dowód słuszności ogólnej teorii względności w skali kosmologicznej. Jednak potwierdzenie OTW w skali kosmologicznej na podstawie obserwacji powyższych zjawisk wymagałoby zgodności kątów ugięcia otrzymanych z obserwacji z kątami ugięcia obliczonymi teoretycznie. Tymczasem do otrzymania teoretycznych kątów ugięcia potrzebna jest znajomość odległości obserwator - źródło i obserwator - soczewka oraz znajomość rozkładu jasności w źródle i rozkładu masy w soczewce a to są oczywiście wartości dla nas nieznane lub wyznaczone z małą dokładnością.