多体模拟星系团中的强引力透镜现象

论文摘要

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，我们提出了一种基于三维SPH（Smoothed Particle Hydrodynamics）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。我们用Bradac等人2004年的工作结果作为比较，来说明我们算法的优越性。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ΛCDM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=2.0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(highly magnified （and “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

论文目录

• 摘要
• Abstract
• 目录
• 第一章 引言
• 1.1 引力透镜简史
• 1.2 宇宙学背景
• 1.2.1 宇宙学原理和RW度规
• 1.2.2 哈勃膨胀和宇宙的组成
• 1.2.3 宇宙学红移
• 1.2.4 角直径距离
• 1.3 引力透镜的基本参数和方程
• 1.3.1 透镜方程
• 1.3.2 偏转势
• 1.3.3 像的放大和形变
• 1.3.4 时间延迟和费马势
• 1.3.5 像的分类和手征
• 1.3.6 引力透镜定理
• 1.3.7 Caustic附近的源
• 第二章 强引力透镜的数值计算
• 2.1 面密度的计算
• 2.2 偏转势和偏转角
• 2.3 像平面到源平面的映射
• 2.3.1 二维样条插值的初始化
• 2.3.2 强引力区的高精度插值
• 2.4 Ray-tracing成像模拟
• 2.5 任意位置的点源在像平面上的根
• 第三章 N体模拟的面密度算法和噪音对强引力透镜的影响
• 3.1 引言
• 3.2 SI算法介绍
• 3.3 SI算法的误差分析
• 3.3.1 均匀体分布
• 3.3.2 等温椭球分布
• 3.4 N体数值模拟的星系团和子结构的影响
• 3.4.1 N体数值模拟,子结构和物质流
• 3.4.2 面密度分布、critical curves和caustics
• 3.4.3 cusp关系
• 3.4.4 与DTFE算法的比较
• 3.5 结论
• 第四章 ΛCDM模型里透镜巨弧的数目统计
• 4.1 引言
• 4.2 N体数值模拟和成像模拟介绍
• 4.2.1 N体数值模拟
• 4.2.2 像的放大率和长宽比
• 4.2.3 成像模拟及形状分析
• 4.3 结果部分
• 4.3.1 Ray-tracing成像模拟和W04近似的比较
• 4.4 巨弧的光深
• 4.4.1 同以往结果的比较
• 4.5 总结讨论
• 第五章 WMAP第三年的宇宙模型里透镜巨弧的变化
• 5.1 引言
• 5.2 N体数值模拟、星系团的缩放和透镜算法
• 5.3 数值模拟的结果
• 5.4 总结讨论
• 第六章 总结和展望
• 参考文献
• 发表文章目录
• 简历