DESI＋弱重力透鏡（Weak gravitational lensing） 開始把星系大小本身當成宇宙學工具
利用 DESI 的大樣本星系資料，嘗試用：galaxy size magnification , 而不是傳統單純依靠 galaxy shape distortion 的方式測量弱重力透鏡。 樣本非常大 約 326 萬個 DESI LRG , 研究發現這種 Fundamental-Plane-based lensing estimator 可以得到與傳統 shear-based measurement 一致的 surface-density profiles。
更重要的是：它提供了一條不同於傳統 galaxy-shape shear 的宇宙大尺度結構測量路徑。這種方法未來可能成為 Stage-IV cosmological surveys 的補充工具
透過觀測星系形狀畸變（Galaxy shape distortion）來測量弱重力透鏡（Weak gravitational lensing），是現代宇宙學用來探測暗物質與暗能量分布的核心技術。
以下為您整理其核心原理與測量步驟：
1. 核心原理：剪切力（Shear）當遠方星系發出的光線經過前方大尺度結構（如星系團或暗物質暈）的重力場時，光線路徑會發生微小的偏折。強重力透鏡：會產生肉眼可見的放大、多重成像或弧形畸變。弱重力透鏡：偏折效應極其微弱，無法在單一星系上看出變化。它主要會產生一種稱為剪切力（Shear）的效應，使星系的影像沿著特定方向被微幅「拉伸」或「壓扁」，將原本的圓形或橢圓形轉化為另一種形狀。
2. 核心挑戰：形狀噪聲（Shape Noise）測量最大的難題在於，遠方星系本身在宇宙中誕生時，本質上就不是完美的圓形（天生就是橢圓形或不規則形）。這種星系本質上的任意形狀被稱為形狀噪聲（Shape Noise）。單看一個星系，我們無法分辨它的拉長是因為「天生如此」還是「重力透鏡造成的畸變」。
3. 如何進行測量？為了解決形狀噪聲，
科學家採用統計學方法：
區域平均法：雖然單一星系的朝向是隨機的，但在天空的特定小區域內，背景星系光線經過相同的重力場，它們所受到的透鏡畸變方向會是一致的（相干的）。透過對該區域內數千甚至數百萬個星系的形狀進行統計平均，隨機的天生形狀會被抵消，進而提取出微弱的剪切力訊號。
點擴散函數（PSF）修正：地球大氣層、望遠鏡鏡頭的瑕疵與震動，都會讓星系影像模糊或變形（有時甚至比透鏡效應更嚴重）。科學家必須利用周圍已知的點光源（如恆星）來精確建模並扣除望遠鏡與大氣造成的畸變，才能得到純粹的星系形狀。
測量切向剪切（Tangential Shear）：圍繞在一個大質量天體（如星系團）周圍的背景星系，其形狀會傾向於被拉伸成切線方向。透過計算這種切向排列的緊密程度，就能回推該天體的質量總量。
https://arxiv.org/abs/2609.09151
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