爱因斯坦环(一种由于引力透镜效应而产生的天文现象)

爱因斯坦环（英文：阿尔伯特·爱因斯坦 Ring），是一种由于引力透镜效应而产生的天文现象。由于这一现象源于阿尔伯特・爱因斯坦相对论中的相关预测，所以被命名为爱因斯坦环。

星系团中存在大量暗物质，因其具有巨大引力，会使经过的光线发生扭曲，就如同凸透镜将平行光线聚焦一样，这便是引力透镜效应。当遥远星体、作为引力透镜的天体（如星系、黑洞等）以及观测者在一条直线上时，由于引力透镜天体的引力场使星光发生偏折，从而形成爱因斯坦环。1915年阿尔伯特·爱因斯坦预言引力作用会扭曲形成爱因斯坦环。1919 年亚瑟·埃丁顿观测证实引力透镜存在。1988年美国科学家发现首个爱因斯坦环MG1131+0456，后经多种观测手段深入研究。1991年又有两个爱因斯坦环被发现。2016年在Sculptor星座偶然发现光学爱因斯坦环，确认其透镜和源性质。2025年在椭圆星系NGC 6505周围发现完整爱因斯坦环，其为罕见强透镜。

爱因斯坦环具有多方面重要研究意义。在验证广义相对论层面，其能证实引力透镜效应预言，助力加深对时空弯曲及引力本质的理解。在天体物理学领域，通过分析爱因斯坦环的形状、大小、亮度分布等，可推断作为引力透镜天体的质量分布与结构，以及遥远天体的亮度、距离、大小等关键信息。从宇宙学视角看，因暗物质难以直接探测，爱因斯坦环可充当探测暗物质的有效工具，帮助天文学家探究暗物质在宇宙中的分布与性质。

定义

爱因斯坦环是一种由于引力透镜效应而产生的天文现象。当遥远星体、作为引力透镜的天体（如星系、黑洞等）以及观测者在一条直线上时，由于引力透镜天体的引力场使星光发生偏折，从而形成一个环形的图像，这就是爱因斯坦环。

命名与发现

命名

爱因斯坦环以物理学家阿尔伯特·爱因斯坦的名字命名，因为这个效应來自他的相对论预测。

发现

1915年，爱因斯坦做出预言，指出因引力作用会扭曲形成光环。不过，随着天文观测技术持续发展，爱因斯坦所预言的这种光环——爱因斯坦环，才得以被真正观测到。

1919年，亚瑟·爱丁顿爵士在日食期间观测到太阳附近恒星位置与预期有偏差，与广义相对论预测相符，这一发现让爱因斯坦声名远扬，也证实了引力透镜的存在。

1988年，美国科学家在海斯塔克天文台对狮子座射电源MG1131+0456的天线阵的观测中，发现了第一个阿尔伯特·爱因斯坦环，第一次向人们证实了爱因斯坦的预言。MG 1131+0456是一个射电选择引力透镜，其结构包含一个明亮的射电源，该射电源成像呈现为一个环形，以及两个紧凑且频谱平坦的组件。此后，这个系统受到了深入研究。研究手段涵盖高分辨率无线电成像、无线电监测，还有借助哈勃空间望远镜和凯克望远镜进行的近红外成像等。1997年，研究人员利用凯克望远镜的档案数据，报告称在该系统中可靠地检测到了单个窄发射线。通过研究，他们将这条发射线与来自2型类星体的特定发射线建立联系，进而确定了该系统中透镜光源的光谱红移。

1991年1月，美国国家射电天文台发现了第二个爱因斯坦环，并且发现，其电磁波源是一个距地球 28亿光年的明亮的蓝色类星体，它与地球之间有一个星系，其质量为太阳的3000亿倍。这一发现大大拓宽了人们观察宇宙的视野。同年7月，澳大利亚天文学家戴维·琼斯领导的一个国际天文学家小组发现了第三个爱因斯坦环，也是最亮的一个环。

2016年，在Sculptor星座发现了一个光学爱因斯坦环IAC J010127-334319，它在Sculptor矮球状星系附近。这是一个几乎完整的环（约 300°），直径约为4.5角秒。这个发现是在检查Dark 能量 Camera（DECam）档案成像数据时偶然发现的。通过使用Gran Telescopio CANARIAS（GTC）的光谱仪OSIRIS对透镜和源的两个组成部分进行光谱红移测量，确认了该物体的性质。透镜是一个巨大的早型星系，红移为0.581，而源是一个星暴星系，红移为1.165。产生透镜效应的总包围质量估计为（1.86 ± 0.23）×10¹²太阳质量。

2025年，报告了在椭圆星系NGC 6505周围发现了一个完整的爱因斯坦环。这是在欧几里得（Euclid）观测中发现的第一个强引力透镜，也是在任何调查中首次在NGC对象中发现的。该透镜星系的低红移、源星系的亮度以及环的完整性使其成为一个极其罕见的强透镜，在被欧几里得观测到之前未被识别。欧几里得的可见光相机（VIS）和近红外光谱仪及光度计（NISP）仪器提供了深度成像数据，以及来自Keck Cosmic Web Imager（KCWI）的分辨光谱。从KCWI数据测量到源红移为0.406。使用来自暗能量光谱仪（DESI）的数据测量到透镜星系的速度弥散为303±15km/s。通过对透镜星系的光进行详细建模，揭示了爱因斯坦环内部的角结构。在从VIS观测中减去这个光模型后，对强透镜图像进行建模，发现阿尔伯特·爱因斯坦半径为2.5角秒，对应于透镜红移处的2.1kpc。与星系的有效半径（约12.3角秒）相比，这个半径较小。

形成原理

引力透镜效应

引力透镜效应是爱因斯坦广义相对论所预言的一种现象。根据广义相对论，质量会使时空弯曲，光线在经过弯曲的时空时会沿着弯曲的路径传播。当一个具有足够大质量的天体位于观测者和遥远星体之间时，这个天体的引力场就会像一个透镜一样，使来自遥远星体的光线发生偏折。如果三者恰好排成一条直线，就会形成爱因斯坦环。

质量导致时空畸变，因此使得光线扭曲。物体质量越大，光线偏转程度就越大。星系团是宇宙中质量最大的物体，其表现尤为明显。星系团可以“控制”出远处星系的扭曲图像，根据质量的不同，呈现出弧形、环状、马蹄形或者棱形的样貌。星系团引力透镜的光学效应证明星系团不只由可见的物质组成，还包含了大量的暗物质。

与光学透镜的差异

引力透镜与常见的光学透镜有着显著区别。光学透镜中，靠近中心的光线弯曲程度小于外缘；而引力透镜下，光线越靠近物体，传播路径变化越大，且没有单一焦点，常呈现焦线。同时，引力透镜多为星系等不规则形状物体，其引力场不规则，光线折射路径复杂，会产生多重影像，如“爱因斯坦十字”，中心星系UZC J224030.2+032131周围的四个光点是类星体 QSO 2237+0305的四重影像。当透镜物体近似圆形时，会出现“爱因斯坦环”，如LRG 3-757。

不同的引力透镜现象

爱因斯坦环

地球和光源天体以及透镜天体在一条直线上时能够形成“爱因斯坦环（阿尔伯特·爱因斯坦 Ring）”。

爱因斯坦十字

在透镜天体的作用下，能看到 4 个像的现象被称为“爱因斯坦十字（Einstein Cross）”。

弧形

在附近星系团引力的作用下，背后的多个星系被扭曲成了弧形。

不同天体作为引力透镜

太阳作为引力透镜

忽略太阳自转时，其外部引力场可用卡尔·史瓦西度规描述。运用椭圆积分可以严格地求出零测地线的精确解，并从精确解反解出观测者的径向坐标。从零测地线的精确解可计算出观测者与太阳的距离必须大于或等于547.7天文单位才能观测到星光在太阳引力作用下产生的爱因斯坦环，但是爱因斯坦环几乎和太阳边缘重叠在一起，目前的技术难以分辨。

星系作为引力透镜

以星系作为透镜体产生的切向弧，即“爱因斯坦环”，是强引力透镜现象的一种表现。当光线从遥远星系发出，经过充当透镜的星系附近时，会在其强大引力作用下发生弯曲，若光源、透镜星系与观测者几乎在一条直线上，就可能形成环形的像。研究表明，形成这些“爱因斯坦环”的星系，其附近质量所产生的会聚和剪切对透镜的质量分布模型极为敏感。在大视场中国空间站工程巡天望远镜观测中，爱因斯坦环的发现数量颇为可观，大约每平方度能找到10个。其中，“强引力透镜巡天”（SL2S）提供了大量处于星系团视场中、由椭圆星系产生的爱因斯坦环样本。系统研究星系团外围的爱因斯坦环意义重大，一方面有助于明晰星系团环境对其产生的影响，另一方面可借助它们探测星系团的物质分布情况，进而为冷暗物质宇宙学研究提供新的探测手段。

黑洞作为引力透镜

根据广义相对论，黑洞作为大质量天体，会扭曲周围时空结构，产生引力透镜效应，使经过其附近的光线弯曲。当黑洞、背景光源天体和观测者几乎在一条直线上时，可能形成爱因斯坦环。研究具有挠率参数的黑洞发现，挠率参数增大，环半径变大；视界半径增大，环半径减小；角频率增大，环半径更清晰。而且观测者位置角度变化时，球对称光子环会变成弧线或光斑。在对带电AdS黑洞上复标量场透镜响应的研究中，发现爱因斯坦环半径与化学势无关，类似弱相互作用量子系统行为，其半径温度依赖性有特征，低温下明显增加，而弱相互作用系统中，环在屏幕边缘不变。1979年人类首次观测到引力透镜效应，研究黑洞的引力透镜现象，有助于估计黑洞质量、探究其周围物质质量分布，助力理解宇宙结构和演化、检验相对论，也为间接证明黑洞存在和研究其性质提供了重要途径。

应用

引力透镜效应在宇宙中普遍存在，成为天文学家探索宇宙的有力工具。借助它，天文学家能便捷地计算遥远恒星或星系的质量与距离。黑洞因强大引力成为超大引力透镜，在理想观测条件下，能看到围绕黑洞的多个爱因斯坦环。对于天文观测设备而言，引力透镜效应至关重要，是宇宙物质的称量手段。它虽会造成观测画面类似海市蜃楼，但也能助力绘制精确星图和衡量宇宙质量。引力透镜扭曲的恒星、星系光具有独特特征，结合光的红移可估算光源与地球距离，进而推算其间天体质量。通过对比观测到的可见物质总质量与估算质量，发现存在差异，暗示宇宙中存在不可见物质，即暗物质，这一发现与诸多独立观测结果相契合，为宇宙研究开启新方向。

基本特征

现象

当遥远的光源、作为透镜的天体（如恒星、星系、黑洞等）以及观测者在一条直线上时，由于中间天体的强大引力场使光线发生弯曲，从而形成爱因斯坦环。以太阳为例，忽略太阳自转时，其外部引力场可用卡尔·史瓦西度规描述。运用椭圆积分严格地求出零测地线的精确解，并从精确解反解出观测者的径向坐标。从零测地线的精确解可计算出观测者与太阳的距离必须大于或等于547.7天文单位才能观测到星光在太阳引力作用下产生的爱因斯坦环，但此时爱因斯坦环几乎和太阳边缘重叠在一起，目前的技术难以分辨。

外观

爱因斯坦环通常呈现为一个环形结构，其外观可能因不同的观测条件和透镜天体的性质而有所变化。例如，在某些情况下，可能会出现明亮的环形和两个紧凑、平坦的频谱组件组成的结构，如射电选择引力透镜MG 1131+0456，该系统由一个明亮的射电源成像成一个环形和两个紧凑、平坦的频谱组件组成，光环在光学上很暗，急剧上升到近红外和中红外。

随着观测者位置角度的变化，球对称的光子环将变成弧线或者光斑。当挠率参数增大，环半径变大；当视界半径增大，环半径减小；当角频率增大，环半径更清晰。在黑洞的情况下，当观测者位于黑洞的北极时，全息环总是以同心条纹的形式出现；当观测者位于黑洞的光子球位置时，会出现一个极其明亮的环。随着观测角度的变化，这个环会变成亮度变形的环或明亮的光斑。

观测方法

光学观测

直接成像

使用光学望远镜对可能存在引力透镜现象的区域进行长时间曝光观测。如果条件合适，就有可能直接观测到爱因斯坦环。例如，在一些星系团或大质量椭圆星系周围，由于其强大的引力场，可能会使背景星系的光线发生弯曲，形成爱因斯坦环。这种方法需要高质量的光学设备和良好的观测条件，以减少大气湍流等因素的影响。例如，在一些大型天文台，如夏威夷的凯克天文台等，就经常使用这种方法进行观测。

多波段观测

结合不同波段的光学观测可以提供更丰富的信息。例如，在可见光波段可以观测到爱因斯坦环的颜色和结构特征，而在近红外波段可能更容易穿透尘埃等障碍物，观测到被遮挡的部分。这种多波段观测可以帮助天文学家更好地理解爱因斯坦环的物理性质和形成机制。例如，在对一些引力透镜系统的研究中，同时使用可见光和近红外波段的观测数据，可以更准确地确定透镜星系和背景源的性质。

射电观测

高分辨率射电成像

利用射电望远镜对引力透镜系统进行高分辨率成像。射电波段的观测不受尘埃和气体的影响，可以穿透星际介质，观测到被遮挡的天体。例如，对于一些射电选择引力透镜系统，如MG 1131+0456，高分辨率射电成像可以清晰地显示出爱因斯坦环的结构和组成部分。

射电监测

对引力透镜系统进行长时间的射电监测，可以观测到由于引力透镜效应引起的射电信号的变化。这种变化可以提供关于透镜星系和背景源的运动学信息，以及引力透镜系统的稳定性等方面的信息。例如，在对一些活动星系核的射电监测中，发现了由于引力透镜效应引起的射电信号的周期性变化。

计算机视觉技术辅助观测

基于圆霍夫变换的方法：提出一种基于计算机视觉技术的爱因斯坦环识别方法。该方法的核心是圆霍夫变换，它可以识别图像中的圆形图案或弧线。首先，预选出可能是透镜的大质量星系，这些星系通常与多个蓝色天体相关联。然后，使用圆霍夫变换来识别圆形图案。这种方法在一些大型中国空间站工程巡天望远镜数据中具有较高的完整性，但纯度相对较低。例如，在对斯隆数字巡天（SDSS）数据的应用中，展示了该方法的可行性和通用性。

光谱观测

解析光谱红移：通过对引力透镜系统中的背景源进行光谱观测，可以确定其红移。这对于理解引力透镜系统的距离和物理性质非常重要。例如，对于一些已知的爱因斯坦环系统，如MG 1131+0456，利用凯克档案数据，报告了在特定波长处对单个窄发射线的稳健检测，并将其与来自特定类型类星体的发射线联系起来，从而确定了该系统的光谱红移。