宇宙學中 Weak lensing 現在的研究進展如何？

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（我知道回答這個最好的辦法是自己調研文獻，但是還是想提出來，一方面能給我一些指導，一方面給後人留下福利。想給這個問題的定位是非科普向。）

1.現在對CMB的B模探測的力度在逐漸加大，但是近10年內可能不會有衛星探測計划了，地面的包括升級之後的BICEP3,還有南極的Keck array，包括中國未來將在西藏放的CMB探測器等等。但是對於地面探測而言，weak lengsing是一個很重要的污染，如果能結合未來的各種光學，21cm的巡天計劃的觀測數據對weak lensing給出一個很好的估計，這樣對B模觀測的結果是非常有利的。

2.我們現在的望遠鏡對高紅移的大尺度結構觀測非常艱難，但是利用CMB的TT譜的reconstruction之類的方式可以讓我們認識到高紅移的一些結構。

3.現在的標準宇宙學模型建立得相當完整了。理論模型和CMB實驗觀測符合得相當好。在沒有新的大型探測計劃的時候，純粹做CMB數據分析已經很難做出好東西了。

綜合以上3點，我想未來轉到和大尺度結合的方向去。所以希望能有人給一個全面的介紹。最好能給出一些在這方面做的比較好的國內的導師。謝謝啦！

時間節點：2016.01.01

謝邀，簡短回答一下，知乎可能不是特別適合這樣的學術討論。而且問題問得比較寬泛，要回答清楚恐怕不是幾百字可以解決的問題。我個人覺得類似的研究前景問題，直接去和做相關工作的老師深談更有效一些。

CMB我研究的很少，但是說分析數據做不出好東西我不是特別同意。地面的CMB計劃並不見得比空間項目更差。由於建造周期更短，維護更方便，地面計劃的探測儀器能是可以超過空間望遠鏡的。另外，空間望遠鏡主要是避開了大氣的影響，並不能消除引力透鏡污染。題主已經提到了BICEP3, Keck array這些項目，說明是意識到新的觀測項目正在建造，為什麼又覺得沒有數據可以分析呢？CMB B模觀測實際上非常重要的問題。

引力透鏡方面，宇宙學研究重要的課題主要是精確限制宇宙學模型，研究暗能量狀態方程（包括暗能量是否演化），驗證廣義相對論(或者證偽廣義相對論），研究宇宙物質三維分布，研究暗暈和子暗暈的物質分布從而限制星系形成理論。

想要進一步了解引力透鏡能幹什麼，一個很好的辦法是去看看各種引力透鏡項目的Science book.如果想要了解當前引力透鏡數據可以研究的問題可以去看CFHTLens, SDSS的引力透鏡文章，未來5年引力透鏡的課題可以去看DES, HSC, KiDs的Science book, 如果想知道未來10年的引力透鏡研究可以去看LSST, Euclid的Science book.

要加入到引力透鏡的研究中我們當然是非常歡迎的。從理論上研究就是要造各種巧妙的方法來利用引力透鏡，然後還要詳細考察各種方法的系統誤差。如果對宇宙學感興趣，可以去北京大學找范祖輝教授。如果對星系形成中引力透鏡的應用感興趣，歡迎來國家天文台和我討論。

從觀測上研究現在最大的困難是望遠鏡點擴散函數帶來的測量偏差。下一代引力透鏡觀測要求測量偏差不能超過1%，但是點擴散函數在CCD不同位置的漲落就可以達到這個水平，如何克服，仍然需要做很多工作。上海交大的張駿教授，紫金山天文台的李國亮教授主要研究這些問題。

再就是可以學著處理現在已經釋放的數據（CFHT，SDSS，BASS, Frontier field, KiDs release 1)。這方面也歡迎來國台和我討論。

總之還是建議能和真正做研究的人面對面討論。

弱引力透鏡（以下簡稱WL）是一個潛力非常大的方向，未來十年將有大批數據出來。但是呢，目前仍然處在初期研究階段，觀測和理論都尚未成熟。在此簡單介紹最近WL的發展情況和未來展望，許多個人觀點，如有偏頗請多多包含。

（1）觀測
WL的初次觀測是哈勃望遠鏡的COSMOS項目，掃了1 deg^2 的小片天空，2009年首次發表了結果（https://arxiv.org/abs/0911.0053）。雖然他們證明出來的宇宙模型親們其實早就知道了（因為觀測的面積太小了沒什麼限制能力），他們還是傳遞了一個重要信息——「WL能做」。

但其實要證明「WL能做」不容易。回到本世紀初2003年，CFHTLS 要測量WL，對著150 deg^2的天空狂掃了5年。快進到08年末09年初，盯著最終數據看了半天，充滿了測量誤差。然後科學家們重新組隊，這次叫CFHTLenS（上海師大Fu Liping老師是其中一員），把以前的數據分析程序大都扔了，從頭開始寫了一套新的。又過了3年，CFHTLenS的小夥伴們終於用同樣的數據但是嶄新的程序測到了WL，發了一堆paper，開心開心！而且他們還很好人地把數據全都放到網上讓人隨意蹂躪（同一組人後來又掃了700 deg^2的天空，2016年發布了數據RCSLenS，但介於和CFHTLenS相似，不再詳述）。類似CFHTLenS的項目還有CS82，但是數據不公開（不過貌似國台和北大是參與者？）。

目前正在進行的兩個上千deg^2的大項目是歐美合作的Dar Energy Survey（DES）和日本NAOJ＋美國普林斯頓的Hyper Suprime-Cam（HSC）。前者掃的面積大但是比較淺，後者面積小但很深。DES已經用130多deg^2 的性能測試數據出了一系列paper，HSC目前還沒有什麼動靜（醒一醒！）。他們算是為未來的巨大項目做準備的中型項目。很多人員都是和Euclid，WFIRST，LSST重疊的。

想提下CMB lensing。最初大家都懶得理這個話題，因為覺得一時半會兒測不到啥玩意兒。但是到2011/12年的樣子，就有幾個組連續測到了CMB lensing（ACT：http://arxiv.org/abs/1103.2124，SPT：http://arxiv.org/abs/1202.0546， Planck：https://arxiv.org/abs/1303.5077），到2015年Planck第二次發CMB lensing的數據，已經是40σ了。讓人刮目相看！

同時也想提一下21cm社區說要做WL說很多年了包括SKA，CHIME，LOFAR…等。他們想用intensity mapping來弄。但是暫時沒有成果出來（前景塵埃污染太嚴重）。以後他們弄出來了再來補充。（國台在做的天籟項目，感覺是和CHIME類似的，不是很確定是否也要做WL？）

展望未來，近十年地面和天空都有項目並已經拿到錢要弄了。以下是答主做的不完全列表，包括galaxy lensing和CMB lensing：

其中Euclid、LSST、AdvACT都是要掃半片天空的巨大巡天。數據出來肯定震撼全人類。CMB社區正在討論弄一個地面的CMB-S4，和AdvACT一樣也是掃半天，但是更高解析度（具體的數值還沒有定下來）——他們想做lensing其實是為了給primodial B-mode（宇宙初始引力波） de-lens，是把我們寶貴的WL當作噪音來去掉的（桑心）！所以總覺得差不多就行。現在要靠CMB界小部分對WL本身有興趣的人推他們去做更高的解析度。我們就拭目以待吧。

（2）理論
WL本身不需要太多理論，因為它就是3D的暗物質分布投射到2D平面上去。所以相關的暗物質分布的純理論對於宇宙學其他方向（星團，BAO，RSD，星系分布等）都一樣有用。現在的理論方向集中在小尺度上的暗物質分布的功率譜（small scale matter power spectrum），用Perturbation Theory和Effective Field Theory來解（請不要讓我解釋它們。。）。

專門給WL做的理論的研究小組，大都逃不脫要跑模擬的命運，因為純寫方程太難了。之前大部分人都跑只有暗物質的N-body模擬，現在有人開始慢慢把重子加進去，因為大家意識到重子對暗物質的分布也會產生影響。也有人開始加中微子進去，因為WL可以幫助探測中微子，幾乎可以肯定地在未來十年能確定中微子的總質量。另外國台和北大有人在做非高斯分布統計方法（non-Gaussian statistics），來測量power spectrum測量不到的小結構的非線性物質結構。同學們，這個在未來會很！有！用！

而最緊要的理論，我認為是了解WL相關的各種systematics（google translator給我翻譯是「系統學」？！靠牆罰站去！）。參照狐狸先生的回答，我想應該是他說的「測量偏差」。我列出幾個比較嚴重的，必須馬上學習的對象（有可能造成10%級別的偏差）：（1）photometric redshift （光測紅移），（2）shear measurements（星系形狀的測量，上海交大有人在做），（3）intrinsic alignments（星系內在的對稱排列），（4）baryonice processes （重子對星系的影響），（5）covariance matrix estimation（協方差矩陣估計）。

（3）推薦review（2016/5/3補充）
比較簡單易懂的：HoekstraJain2008, Refregier2003
最新的：Kilbinger 2015
比較全面的：Schneider2005, Bartelmann2010
PPT：C. Heymans的四節課：1，2，3，4，Martin White 2004

正在看此貼的你，還在猶豫什麼？趕快加入WL大家族，為了揭開暗能量之迷而奮鬥吧！

首先給題主一些自我見解的comment。我本科科研都是在了解CMB（尤其是偏振）。我覺得你這個第一點說的不是十分恰當。weak lensing對CMB B-mode的影響集中在l~1000的尺度，而B-mode包含的主要宇宙學信息集中在l~100左右，所以實際上lensing構不成太大的污染。實際上比較重要的污染來自dust（參見arxiv:1409.5738及1502.00612）。

CMB研究現在大約大家主要關注點還是在polarization吧，其他的都已經玩的差不多了。而且比較多的是和其他觀測手段做cross analysis。

國內大尺度方面我比較了解的不多。清華的Charling Tao（前老闆）的組做的比較雜，從AGN到BAO到超新星都有，以前也有做weak lensing的不過現在不多了；北大的范祖輝老師的組全部都在做weak lensing，是國內做的比較不錯的組。

再詳細的我也還在學習_(:зゝ∠)_。新的老闆做的工作也和weak lensing有關。他們剛完成的工作是利用CFHTLens得到的weak lensing數據跟Planck拿到的SZ數據做cross，來追蹤暗物質暈裡面那部分『丟失的重子』的分布（見1310.5721）

我只說這些我目前知道的部分，希望有更多的前輩來發表見解。

我覺得提問的朋友自己似乎有些混亂, 回答的雖然都挺好的但是,還是有些亂.
weak lensing是一個比較大的概括的方向, 提問者似乎關注的是cmb lensing的問題,和傳統上的weak lensing 還是不太一樣的. 還有有些回答也不是很確切,比如說" WL的初次觀測是哈勃望遠鏡的COSMOS項目.... " 這個說法似乎不太妥當。

wl 一般是利用背景星系的微弱形變來估計前景天體的物質分布。一般可以從研究對象來說，前景天體可以是1）星系，這個就是所謂的 galaxy-galaxy lensing； 2）星系團；3）宇宙大尺度結構（這個就是所謂的cosmic shear），此外還有提問者所謂的cmb lensing，但和1，2，3點不太一樣。（順便一提，這3點都有很多年的研究歷史了，不是09年才確認能夠研究的）。此外這個分類方法也是比較籠統，還有一些更細緻和小的方向。

這三點由於其強度和特性的區別，其研究方法也不太一樣，不好一概而論。
例如1）星系背景源少，一般都是把很多星系疊加到一起來看星系的平均特性。而2）星系團背景源多，是對單一星系團逐個研究的，這個有很多還結合了strong lensing 或x-ray 等其他方法。而3）cosmic shear則需要大天區的survey來做統計，比如計算物質功率普。
CMB lensing 和21cm lensing 不太一樣的地方是，它們的背景源不是星系而是 cmb 光子和21cm輻射。它們也主要是為了計算大尺度功率普。此外lensing還是cmb 偏振的污染源，也是一個熱門方向。
我覺得這個回答的都很籠統，可能會造成一些誤導。象狐狸先生所說的，最好還是到各個大學和天文台相關的老師聊一聊。
當然也可以讀一些review的文章，例如上面回答所列舉的。

也希望聽聽大神們簡單的分析，沒記錯的話，David Weinberg12年寫的關於dark energy probe裡面貌似有weak lensing的一個章節。感覺要請Rachel Mandelbaum來說說，她是這方面的大神。Ying Zu到Rachel組裡後他最近的iHOD方法裡面就結合了clustering和weak lensing的研究，不過主要是研究galaxy formation and evolution的，至於宇宙學方面，可能還要等更多的數據。