引力透镜效应是广义相对论的一个重要结论，在天体物理研究中有着广泛的应用。我们通过蒙特卡洛模拟研究了以银河系内恒星或恒星遗迹（白矮星，中子星，黑洞）为透镜天体的类星体微引力透镜效应，给出了光变时标，全天区的光深和不同视星等极限下的事例率。我们的模拟计算表明，Pan-STARRS和LSST每年将观测到大约10个类星体微引力透镜事例，典型的光变时标约为1个月。类星体作为宇宙学距离上的一类点源天体，它们的距离远大于河内透镜天体的距离，这使得类星体微引力透镜事例中参数兼并情况变得有所缓和，使得利用类星体微引力透镜效应测量透镜天体的质量成为可能。根据Gaia的设计性能，Gaia卫星将会精确地测量大量的明亮恒星的三角视差和自行。我们的计算表明每年将会有1个恒星可以通过类星体微引力透镜效应得到它的质量。这种方法无需恒星处在一个双星系统中，是与模型无关的，它使得精确测定单个恒星级天体的质量成为可能。中等引力透镜效应的强度介于强引力透镜效应和弱引力透镜效应之间，它的放大倍数约为1.5，不产生多像。我们研究了中等引力透镜效应下背景椭圆星系的光深，并基于LSST的观测能力模拟生成了背景椭圆星系在中等引力透镜效应下的成像。通过IRAF ELLIPSE对成像等亮度曲线的分析，我们发现椭圆星系的的等亮度曲线存在明显的扭曲。由于透镜星系的放大作用，背景椭圆星系的有效半径变大，而有效半径内的平均视亮度不变，从而导致椭圆星系的偏离了原来的基本面。此外，我们通过对背景椭圆星系成像的逆向拟合处理，很好地得到了背景椭圆星系deVaucouleurs面亮度轮廓的参数和SIS透镜星系模型下的爱因斯坦环的角半径。如果能测得透镜星系和背景椭圆星系的红移，通过拟合给出爱因斯坦环角半径，我们就可以得出透镜星系速度弥散，进而可以估计透镜星系的总质量。