引力透镜和类星体：测量星系质量的新方法

类星体是一种非常亮的天体，它们的光度可以超过整个星系的总和。类星体的核心是一个超大质量黑洞，它吞噬着周围的物质，并产生强烈的辐射。类星体通常被认为是早期宇宙中最活跃的天体，因为它们可以反映出黑洞和星系的共同演化历史。

强引力透镜效应是一种由爱因斯坦广义相对论预言的现象，当一个质量很大的天体（比如星系）位于我们和一个更远的天体之间时，它会弯曲周围的时空，并折射后面天体的光线。这样，我们就可以看到后面天体的多个像，或者一个环状或弧形的像。这些像可以提供给我们很多有用的信息，比如前面天体的质量分布，后面天体的形状和亮度，以及两者之间的距离。

那么，为什么要用强引力透镜效应来探测类星体和它们的宿主星系之间的关系呢？因为这种关系可以告诉我们黑洞和星系是如何相互影响和调节的。我们知道，黑洞的质量和它们所在星系的亮度、恒星质量、速度弥散等性质有着紧密的相关性。这些相关性被认为是黑洞和星系共同演化的结果，因为黑洞通过喷流或风等方式可以对周围的气体产生反馈作用，从而影响星系的形成和演化。但是，在更远的宇宙中，这些相关性是否依然成立呢？如果不成立，那么是什么因素导致了差异呢？这些问题都需要我们观测更多不同红移范围内的类星体和它们的宿主星系来回答。

然而，观测类星体和它们的宿主星系并不容易。因为类星体非常亮，它们会掩盖住自己所在星系的光芒，使得我们很难分辨出两者。即使使用最先进的望远镜和技术，也只能观测到一些最亮或最近的类星体所在星系。而且，即使能够观测到类星体所在星系，要测量它们的质量也不简单。

通常有两种方法来测量星系质量：一种是根据恒星光谱来估计恒星质量，并假设恒星占据了总质量的一定比例；另一种是根据恒星运动速度来计算动力学质量，并假设恒星服从某种分布规律。然而，这两种方法都有很多不确定性和假设，可能导致结果的误差很大。

这时，强引力透镜效应就派上了用场。如果我们能够找到一些特殊的情况，即类星体和它们所在星系都位于我们和一个更远的天体之间，并且产生了强引力透镜效应，那么我们就可以利用这种效应来测量类星体所在星系的质量，而不需要依赖于恒星光谱或运动速度。这是因为，强引力透镜效应的大小和形状只取决于前面天体的质量分布，而与后面天体的性质无关。