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來源：互聯網

愛因斯坦環（英文：阿爾伯特·愛因斯坦 Ring），是一種由于引力透鏡效應而產生的天文現象。由于這一現象源于阿爾伯特?愛因斯坦相對論中的相關預測，所以被命名為愛因斯坦環。

星系團中存在大量暗物質，因其具有巨大引力，會使經過的光線發生扭曲，就如同凸透鏡將平行光線聚焦一樣，這便是引力透鏡效應。當遙遠星體、作為引力透鏡的天體（如星系、黑洞等）以及觀測者在一條直線上時，由于引力透鏡天體的引力場使星光發生偏折，從而形成愛因斯坦環。1915年阿爾伯特·愛因斯坦預言引力作用會扭曲形成愛因斯坦環。1919 年亞瑟·埃丁頓觀測證實引力透鏡存在。1988年美國科學家發現首個愛因斯坦環MG1131+0456，后經多種觀測手段深入研究。1991年又有兩個愛因斯坦環被發現。2016年在Sculptor星座偶然發現光學愛因斯坦環，確認其透鏡和源性質。2025年在橢圓星系NGC 6505周圍發現完整愛因斯坦環，其為罕見強透鏡。

愛因斯坦環具有多方面重要研究意義。在驗證廣義相對論層面，其能證實引力透鏡效應預言，助力加深對時空彎曲及引力本質的理解。在天體物理學領域，通過分析愛因斯坦環的形狀、大小、亮度分布等，可推斷作為引力透鏡天體的質量分布與結構，以及遙遠天體的亮度、距離、大小等關鍵信息。從宇宙學視角看，因暗物質難以直接探測，愛因斯坦環可充當探測暗物質的有效工具，幫助天文學家探究暗物質在宇宙中的分布與性質。

定義

愛因斯坦環是一種由于引力透鏡效應而產生的天文現象。當遙遠星體、作為引力透鏡的天體（如星系、黑洞等）以及觀測者在一條直線上時，由于引力透鏡天體的引力場使星光發生偏折，從而形成一個環形的圖像，這就是愛因斯坦環。

命名與發現

命名

愛因斯坦環以物理學家阿爾伯特·愛因斯坦的名字命名，因為這個效應來自他的相對論預測。

發現

1915年，愛因斯坦做出預言，指出因引力作用會扭曲形成光環。不過，隨著天文觀測技術持續發展，愛因斯坦所預言的這種光環——愛因斯坦環，才得以被真正觀測到。

1919年，亞瑟·愛丁頓爵士在日食期間觀測到太陽附近恒星位置與預期有偏差，與廣義相對論預測相符，這一發現讓愛因斯坦聲名遠揚，也證實了引力透鏡的存在。

1988年，美國科學家在海斯塔克天文臺對獅子座射電源MG1131+0456的天線陣的觀測中，發現了第一個阿爾伯特·愛因斯坦環，第一次向人們證實了愛因斯坦的預言。MG 1131+0456是一個射電選擇引力透鏡，其結構包含一個明亮的射電源，該射電源成像呈現為一個環形，以及兩個緊湊且頻譜平坦的組件。此后，這個系統受到了深入研究。研究手段涵蓋高分辨率無線電成像、無線電監測，還有借助哈勃空間望遠鏡和凱克望遠鏡進行的近紅外成像等。1997年，研究人員利用凱克望遠鏡的檔案數據，報告稱在該系統中可靠地檢測到了單個窄發射線。通過研究，他們將這條發射線與來自2型類星體的特定發射線建立聯系，進而確定了該系統中透鏡光源的光譜紅移。

1991年1月，美國國家射電天文臺發現了第二個愛因斯坦環，并且發現，其電磁波源是一個距地球 28億光年的明亮的藍色類星體，它與地球之間有一個星系，其質量為太陽的3000億倍。這一發現大大拓寬了人們觀察宇宙的視野。同年7月，澳大利亞天文學家戴維·瓊斯領導的一個國際天文學家小組發現了第三個愛因斯坦環，也是最亮的一個環。

2016年，在Sculptor星座發現了一個光學愛因斯坦環IAC J010127-334319，它在Sculptor矮球狀星系附近。這是一個幾乎完整的環（約 300°），直徑約為4.5角秒。這個發現是在檢查Dark 能量 Camera（DECam）檔案成像數據時偶然發現的。通過使用Gran Telescopio CANARIAS（GTC）的光譜儀OSIRIS對透鏡和源的兩個組成部分進行光譜紅移測量，確認了該物體的性質。透鏡是一個巨大的早型星系，紅移為0.581，而源是一個星暴星系，紅移為1.165。產生透鏡效應的總包圍質量估計為（1.86 ± 0.23）×1012太陽質量。

2025年，報告了在橢圓星系NGC 6505周圍發現了一個完整的愛因斯坦環。這是在歐幾里得（Euclid）觀測中發現的第一個強引力透鏡，也是在任何調查中首次在NGC對象中發現的。該透鏡星系的低紅移、源星系的亮度以及環的完整性使其成為一個極其罕見的強透鏡，在被歐幾里得觀測到之前未被識別。歐幾里得的可見光相機（VIS）和近紅外光譜儀及光度計（NISP）儀器提供了深度成像數據，以及來自Keck Cosmic Web Imager（KCWI）的分辨光譜。從KCWI數據測量到源紅移為0.406。使用來自暗能量光譜儀（DESI）的數據測量到透鏡星系的速度彌散為303±15km/s。通過對透鏡星系的光進行詳細建模，揭示了愛因斯坦環內部的角結構。在從VIS觀測中減去這個光模型后，對強透鏡圖像進行建模，發現阿爾伯特·愛因斯坦半徑為2.5角秒，對應于透鏡紅移處的2.1kpc。與星系的有效半徑（約12.3角秒）相比，這個半徑較小。

形成原理

引力透鏡效應

引力透鏡效應是愛因斯坦廣義相對論所預言的一種現象。根據廣義相對論，質量會使時空彎曲，光線在經過彎曲的時空時會沿著彎曲的路徑傳播。當一個具有足夠大質量的天體位于觀測者和遙遠星體之間時，這個天體的引力場就會像一個透鏡一樣，使來自遙遠星體的光線發生偏折。如果三者恰好排成一條直線，就會形成愛因斯坦環。

質量導致時空畸變，因此使得光線扭曲。物體質量越大，光線偏轉程度就越大。星系團是宇宙中質量最大的物體，其表現尤為明顯。星系團可以“控制”出遠處星系的扭曲圖像，根據質量的不同，呈現出弧形、環狀、馬蹄形或者棱形的樣貌。星系團引力透鏡的光學效應證明星系團不只由可見的物質組成，還包含了大量的暗物質。

與光學透鏡的差異

引力透鏡與常見的光學透鏡有著顯著區別。光學透鏡中，靠近中心的光線彎曲程度小于外緣；而引力透鏡下，光線越靠近物體，傳播路徑變化越大，且沒有單一焦點，常呈現焦線。同時，引力透鏡多為星系等不規則形狀物體，其引力場不規則，光線折射路徑復雜，會產生多重影像，如“愛因斯坦十字”，中心星系UZC J224030.2+032131周圍的四個光點是類星體 QSO 2237+0305的四重影像。當透鏡物體近似圓形時，會出現“愛因斯坦環”，如LRG 3-757。

不同的引力透鏡現象

愛因斯坦環

地球和光源天體以及透鏡天體在一條直線上時能夠形成“愛因斯坦環（阿爾伯特·愛因斯坦 Ring）”。

愛因斯坦十字

在透鏡天體的作用下，能看到 4 個像的現象被稱為“愛因斯坦十字（Einstein Cross）”。

弧形

在附近星系團引力的作用下，背后的多個星系被扭曲成了弧形。

不同天體作為引力透鏡

太陽作為引力透鏡

忽略太陽自轉時，其外部引力場可用卡爾·史瓦西度規描述。運用橢圓積分可以嚴格地求出零測地線的精確解，并從精確解反解出觀測者的徑向坐標。從零測地線的精確解可計算出觀測者與太陽的距離必須大于或等于547.7天文單位才能觀測到星光在太陽引力作用下產生的愛因斯坦環，但是愛因斯坦環幾乎和太陽邊緣重疊在一起，目前的技術難以分辨。

星系作為引力透鏡

以星系作為透鏡體產生的切向弧，即“愛因斯坦環”，是強引力透鏡現象的一種表現。當光線從遙遠星系發出，經過充當透鏡的星系附近時，會在其強大引力作用下發生彎曲，若光源、透鏡星系與觀測者幾乎在一條直線上，就可能形成環形的像。研究表明，形成這些“愛因斯坦環”的星系，其附近質量所產生的會聚和剪切對透鏡的質量分布模型極為敏感。在大視場中國空間站工程巡天望遠鏡觀測中，愛因斯坦環的發現數量頗為可觀，大約每平方度能找到10個。其中，“強引力透鏡巡天”（SL2S）提供了大量處于星系團視場中、由橢圓星系產生的愛因斯坦環樣本。系統研究星系團外圍的愛因斯坦環意義重大，一方面有助于明晰星系團環境對其產生的影響，另一方面可借助它們探測星系團的物質分布情況，進而為冷暗物質宇宙學研究提供新的探測手段。

黑洞作為引力透鏡

根據廣義相對論，黑洞作為大質量天體，會扭曲周圍時空結構，產生引力透鏡效應，使經過其附近的光線彎曲。當黑洞、背景光源天體和觀測者幾乎在一條直線上時，可能形成愛因斯坦環。研究具有撓率參數的黑洞發現，撓率參數增大，環半徑變大；視界半徑增大，環半徑減小；角頻率增大，環半徑更清晰。而且觀測者位置角度變化時，球對稱光子環會變成弧線或光斑。在對帶電AdS黑洞上復標量場透鏡響應的研究中，發現愛因斯坦環半徑與化學勢無關，類似弱相互作用量子系統行為，其半徑溫度依賴性有特征，低溫下明顯增加，而弱相互作用系統中，環在屏幕邊緣不變。1979年人類首次觀測到引力透鏡效應，研究黑洞的引力透鏡現象，有助于估計黑洞質量、探究其周圍物質質量分布，助力理解宇宙結構和演化、檢驗相對論，也為間接證明黑洞存在和研究其性質提供了重要途徑。

應用

引力透鏡效應在宇宙中普遍存在，成為天文學家探索宇宙的有力工具。借助它，天文學家能便捷地計算遙遠恒星或星系的質量與距離。黑洞因強大引力成為超大引力透鏡，在理想觀測條件下，能看到圍繞黑洞的多個愛因斯坦環。對于天文觀測設備而言，引力透鏡效應至關重要，是宇宙物質的稱量手段。它雖會造成觀測畫面類似海市蜃樓，但也能助力繪制精確星圖和衡量宇宙質量。引力透鏡扭曲的恒星、星系光具有獨特特征，結合光的紅移可估算光源與地球距離，進而推算其間天體質量。通過對比觀測到的可見物質總質量與估算質量，發現存在差異，暗示宇宙中存在不可見物質，即暗物質，這一發現與諸多獨立觀測結果相契合，為宇宙研究開啟新方向。

基本特征

現象

當遙遠的光源、作為透鏡的天體（如恒星、星系、黑洞等）以及觀測者在一條直線上時，由于中間天體的強大引力場使光線發生彎曲，從而形成愛因斯坦環。以太陽為例，忽略太陽自轉時，其外部引力場可用卡爾·史瓦西度規描述。運用橢圓積分嚴格地求出零測地線的精確解，并從精確解反解出觀測者的徑向坐標。從零測地線的精確解可計算出觀測者與太陽的距離必須大于或等于547.7天文單位才能觀測到星光在太陽引力作用下產生的愛因斯坦環，但此時愛因斯坦環幾乎和太陽邊緣重疊在一起，目前的技術難以分辨。

外觀

愛因斯坦環通常呈現為一個環形結構，其外觀可能因不同的觀測條件和透鏡天體的性質而有所變化。例如，在某些情況下，可能會出現明亮的環形和兩個緊湊、平坦的頻譜組件組成的結構，如射電選擇引力透鏡MG 1131+0456，該系統由一個明亮的射電源成像成一個環形和兩個緊湊、平坦的頻譜組件組成，光環在光學上很暗，急劇上升到近紅外和中紅外。

隨著觀測者位置角度的變化，球對稱的光子環將變成弧線或者光斑。當撓率參數增大，環半徑變大；當視界半徑增大，環半徑減小；當角頻率增大，環半徑更清晰。在黑洞的情況下，當觀測者位于黑洞的北極時，全息環總是以同心條紋的形式出現；當觀測者位于黑洞的光子球位置時，會出現一個極其明亮的環。隨著觀測角度的變化，這個環會變成亮度變形的環或明亮的光斑。

觀測方法

光學觀測

直接成像

使用光學望遠鏡對可能存在引力透鏡現象的區域進行長時間曝光觀測。如果條件合適，就有可能直接觀測到愛因斯坦環。例如，在一些星系團或大質量橢圓星系周圍，由于其強大的引力場，可能會使背景星系的光線發生彎曲，形成愛因斯坦環。這種方法需要高質量的光學設備和良好的觀測條件，以減少大氣湍流等因素的影響。例如，在一些大型天文臺，如夏威夷的凱克天文臺等，就經常使用這種方法進行觀測。

多波段觀測

結合不同波段的光學觀測可以提供更豐富的信息。例如，在可見光波段可以觀測到愛因斯坦環的顏色和結構特征，而在近紅外波段可能更容易穿透塵埃等障礙物，觀測到被遮擋的部分。這種多波段觀測可以幫助天文學家更好地理解愛因斯坦環的物理性質和形成機制。例如，在對一些引力透鏡系統的研究中，同時使用可見光和近紅外波段的觀測數據，可以更準確地確定透鏡星系和背景源的性質。

射電觀測

高分辨率射電成像

利用射電望遠鏡對引力透鏡系統進行高分辨率成像。射電波段的觀測不受塵埃和氣體的影響，可以穿透星際介質，觀測到被遮擋的天體。例如，對于一些射電選擇引力透鏡系統，如MG 1131+0456，高分辨率射電成像可以清晰地顯示出愛因斯坦環的結構和組成部分。

射電監測

對引力透鏡系統進行長時間的射電監測，可以觀測到由于引力透鏡效應引起的射電信號的變化。這種變化可以提供關于透鏡星系和背景源的運動學信息，以及引力透鏡系統的穩定性等方面的信息。例如，在對一些活動星系核的射電監測中，發現了由于引力透鏡效應引起的射電信號的周期性變化。

計算機視覺技術輔助觀測

基于圓霍夫變換的方法：提出一種基于計算機視覺技術的愛因斯坦環識別方法。該方法的核心是圓霍夫變換，它可以識別圖像中的圓形圖案或弧線。首先，預選出可能是透鏡的大質量星系，這些星系通常與多個藍色天體相關聯。然后，使用圓霍夫變換來識別圓形圖案。這種方法在一些大型中國空間站工程巡天望遠鏡數據中具有較高的完整性，但純度相對較低。例如，在對斯隆數字巡天（SDSS）數據的應用中，展示了該方法的可行性和通用性。

光譜觀測

解析光譜紅移：通過對引力透鏡系統中的背景源進行光譜觀測，可以確定其紅移。這對于理解引力透鏡系統的距離和物理性質非常重要。例如，對于一些已知的愛因斯坦環系統，如MG 1131+0456，利用凱克檔案數據，報告了在特定波長處對單個窄發射線的穩健檢測，并將其與來自特定類型類星體的發射線聯系起來，從而確定了該系統的光譜紅移。