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本文重点讨论了强引力透镜在N体数值模拟中的应用。相比于早期解析形式的透镜模型，N体数值模拟给出的物质分布更加复杂，透镜的各种性质必须要通过数值计算给出。如何利用数值模拟给出的离散粒子，重建一个可信的、低噪音的面密度投影是基于N体数值模拟的引力透镜研究面临的第一个问题。为了解决这个问题，作者提出了一种基于三维SPH(Smoothed ParticleHydrodynamics)内核函数的SI(scatter and integrate)面密度算法。首先用蒙特—卡罗模拟一个均匀体分布和等温椭球分布来进行算法的误差分析。随后讨论了一个真实的N体数值模拟的星系团里的子结构和噪音对强引力透镜的影响。作者用Bradac等人2004年的工作结果作为比较，来说明作者算法的优越性。结果显示，强引力透镜过程、特别是其中的高阶奇异行为是一个复杂的过程，高阶奇异行为不单受子结构的影响；面密度上的噪音水平、非引力绑定的物质流、透镜本身的性质、透镜所处的环境同样是相当敏感的参量。
利用一个∧CDM模型下的大尺度N体数值模拟，我们研究了不同质量星系团对应的透镜巨弧的发生截面，进而得出星系团透镜巨弧的发生概率。背景源分布在红移0.6到7.0之间，轴比随机分布在0.5～1，轴比为1的源的直径取1.0"并令所有的源的面积保持相等。缩小源的有效直径到0.5"大约能使巨弧的发生概率提高50％。最可几的透镜红移随源的红移的增高而增高，对于长宽比L/W＞10的像，当zs=1.0时，最可几的透镜红移在0.3，而当zs=20时，最可几透镜红移在0.5。透镜的光深随源的红移有显著的抬升这与Wambsganss et al。(2004)相符和，但是绝对值仅为他们的结果10％～20％，而且同其他人的结果相比我们结果也总是偏低，这可以用不同的N体数值模拟参数以及像的形状分析方法来很好地解释。我们还统计了HMUs(highlv magnified fand“undistorted”，images)的统计概率，发现对于由放大率｜μ｜＞10和长宽比L/W＜3定义的HMUs的数目跟｜μ｜＞10，L/W＞10的巨弧的数目是可比的。最终的结果显示，虽然现在的观测和理论上还有很多的不确定性，但是理论预言的巨弧数目看起来总是低于实际观测。
WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)第三年的观测结果与当前流行的宇宙学参数有很大的差距，主要体现在物质密度Ωm，0和原初物质密度扰动幅度(σ8)上。与以前的模型相比，星系团的质量函数和星系团内部物质分布必然发生很大的变化。从而影响到理论预言的星系团中的巨弧数目。我们发现这个模型预言的巨弧数目比主流的∧CDM模型预言的要降低5倍还多.加入绝热气体几乎不会改变巨弧的发生概率，而引入恒星形成和超新星反馈后得到的概率不会超过原来的1.3倍。如此小的贡献是因为虽然有恒星的数值模拟得到的星系团具有更高的中心密度，但同时星系团的形状更趋球对称，这是影响巨弧概率的两个相反的因素。以前基于∧CDM模型预言的巨弧概率还没有能令人信服地符合观测，现在WMAP第三年的结果将使得观测结果更难以解释。