這是一個好問題。

簡單地說，引力透鏡效應確實會使得光線彎曲，改變遠處天體在天球上的位置。大多數時候，這種位置改變比較小，對研究具體問題影響不大。對于特別的問題，這個效應很重要，我們可以通過對引力透鏡建模來部分地解決這個問題。

遠處的天體發出的光，被偏折后形成了兩個可以從地球上觀測的像。如果能夠確切知道中間天體的引力場分布，就可以求解天體的本來位置。在實踐中，研究者往往需要對中間天體和原處光源同時建模。

1. 宇宙中的物質分布其實很稀疏，對于近處的天體，大多數時候光線并不會經過大質量天體。比如，測量銀河系內部的恒星位置的時候，一般不需要顧及引力透鏡效應。

2.宇宙深處的天體確實會受到這種效應的影響。但是即使是宇宙最深處的星系，位置也很難多次被改變。 而且往往改變幅度并不大。研究大多數問題，不需要考慮這種偏折。事實上，由于引力透鏡效應造成的亮度變化可能對研究的影響更大一些。

3. 對部分研究者來說，這種偏折確實很重要。這種情況屬于「強引力透鏡」研究。比如下圖就是一個強引力透鏡系統。最左邊的圖片是哈勃空間望遠鏡拍攝的，方框中的星系是一個橢圓星系，如果放大這個星系的圖像，你會發現它周圍有另一個星系的圖像（中間），橢圓星系引力場扭曲了這個遠處星系的光線，使得這個星系的圖像變成了中間環狀的樣子（被稱作愛因斯坦環）。中間高分辨率圖像是射電望遠鏡陣列ALMA拍攝的，在ALMA的波段，橢圓星系是看不見的。

在這個實例里，遠處的星系扭曲得很厲害，位置不但改變了，而且變出了兩個像。為了得到這個星系原本的位置，就需要建立整個透鏡系統（包含前景的星系，背景的星系）的模型。一般模型中包含若干參數，通過調節這些參數，研究者可以生成不同的模擬圖像。經過和觀測圖像對比后，最好還原觀測圖像的模型被認為是最佳擬合模型。 基于這個最佳模型，研究者就可以還原遠處星系原來的樣子和位置。經過研究，這個星系真實的位置，和前景的橢圓星系幾乎一樣，最初的樣子就是最右邊的圖像。

當然，這種還原的準確度是依賴于觀測的質量，以及模型建立的準確度的。這種建模研究仍然是天體物理中的一個熱門話題。研究者仍然在開發更好的建模方法。

在天文觀測實踐中，天體的相對位置，在采用了合適的距離定義，考慮了廣義相對論框架下的空間幾何描述后，是完全可以研究的，也是天體物理研究者每天都在做的。否則天文學家是如何繪制宇宙三維地圖，探測宇宙中最遠的天體的呢？