類星體是一種非常亮的天體，它們的光度可以超過整個星系的總和。類星體的核心是一個超大質量黑洞，它吞噬著周圍的物質，并產生強烈的輻射。類星體通常被認為是早期宇宙中最活躍的天體，因為它們可以反映出黑洞和星系的共同演化歷史。

強引力透鏡效應是一種由愛因斯坦廣義相對論預言的現象，當一個質量很大的天體（比如星系）位于我們和一個更遠的天體之間時，它會彎曲周圍的時空，并折射后面天體的光線。這樣，我們就可以看到后面天體的多個像，或者一個環狀或弧形的像。這些像可以提供給我們很多有用的信息，比如前面天體的質量分布，后面天體的形狀和亮度，以及兩者之間的距離。

那么，為什么要用強引力透鏡效應來探測類星體和它們的宿主星系之間的關系呢？因為這種關系可以告訴我們黑洞和星系是如何相互影響和調節的。我們知道，黑洞的質量和它們所在星系的亮度、恒星質量、速度彌散等性質有著緊密的相關性。這些相關性被認為是黑洞和星系共同演化的結果，因為黑洞通過噴流或風等方式可以對周圍的氣體產生反饋作用，從而影響星系的形成和演化。但是，在更遠的宇宙中，這些相關性是否依然成立呢？如果不成立，那么是什么因素導致了差異呢？這些問題都需要我們觀測更多不同紅移范圍內的類星體和它們的宿主星系來回答。

然而，觀測類星體和它們的宿主星系并不容易。因為類星體非常亮，它們會掩蓋住自己所在星系的光芒，使得我們很難分辨出兩者。即使使用最先進的望遠鏡和技術，也只能觀測到一些最亮或最近的類星體所在星系。而且，即使能夠觀測到類星體所在星系，要測量它們的質量也不簡單。

通常有兩種方法來測量星系質量：一種是根據恒星光譜來估計恒星質量，并假設恒星占據了總質量的一定比例；另一種是根據恒星運動速度來計算動力學質量，并假設恒星服從某種分布規律。然而，這兩種方法都有很多不確定性和假設，可能導致結果的誤差很大。

這時，強引力透鏡效應就派上了用場。如果我們能夠找到一些特殊的情況，即類星體和它們所在星系都位于我們和一個更遠的天體之間，并且產生了強引力透鏡效應，那么我們就可以利用這種效應來測量類星體所在星系的質量，而不需要依賴于恒星光譜或運動速度。這是因為，強引力透鏡效應的大小和形狀只取決于前面天體的質量分布，而與后面天體的性質無關。

因此，如果我們能夠觀測到后面天體的多個像，并且知道它們的位置和亮度，我們就可以反推出前面天體的質量分布。這種方法的優點是，它不需要假設任何關于前面天體的物理模型，只需要用幾何和光學的原理就可以得到結果。而且，這種方法的精度可以達到百分之幾，遠遠高于其他方法。

那么，這樣的特殊情況有多少呢？目前，我們只知道三個這樣的例子。其中一個是SDSS J0919 27201，它是一個由一個類星體和一個橢圓星系組成的雙重透鏡系統，它們共同透鏡了一個更遠的星系。這個系統非常有趣，因為它可以讓我們同時測量類星體和它們所在星系的質量，并且比較它們與本地宇宙中黑洞-星系相關性的差異。

研究人員首先使用了哈勃太空望遠鏡和基爾望遠鏡對SDSS J0919 2720進行了高分辨率和高信噪比的成像和光譜觀測。他們發現，后面被透鏡的星系有四個像，分別位于類星體和橢圓星系兩側。其中兩個像是由類星體產生的微引力透鏡效應，另外兩個像是由橢圓星系產生的主要引力透鏡效應。他們還發現，后面被透鏡的星系是一個活躍形成恒星的螺旋星系，它有一個明亮的核心和一個暗淡的盤面。

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接下來，研究人員使用了一種叫做多波段曲線擬合的方法來建立SDSS J0919 2720系統的數學模型，并且用觀測數據來約束模型參數。他們考慮了類星體、類星體所在星系、橢圓星系、后面被透鏡星系等各個組成部分，并且假設它們都是由簡單的幾何形狀來描述。他們還考慮了各個部分之間可能存在的相互作用和干擾，并且用貝葉斯統計方法來評估模型結果的可信度。

最后，研究人員得到了SDSS J0919 2720系統的各個組成部分的質量和位置。他們發現，類星體的質量是1.3×10^9太陽質量，類星體所在星系的質量是1.4×10^11太陽質量，橢圓星系的質量是2.4×10^11太陽質量，后面被透鏡星系的距離是14.5億光年。他們還發現，類星體和它們所在星系的距離是0.8千秒差距，橢圓星系和后面被透鏡星系的距離是0.6千秒差距。

研究人員還將他們得到的結果與本地宇宙中黑洞-星系相關性進行了比較。他們發現，類星體和它們所在星系的質量比是0.009，這個值比本地宇宙中的平均值（約為0.001）高了一個數量級。這說明，在遙遠宇宙中，黑洞可能比恒星更快地增長，或者黑洞和恒星之間存在著某種選擇效應。

他們的研究為探測遙遠宇宙中類星體和它們的宿主星系之間關系提供了一種新的方法，并且展示了強引力透鏡效應在這方面的強大潛力。他們希望未來能夠發現更多類似的系統，并且用更多的數據來驗證和改進他們的模型。