宇宙的结构是由初始密度扰动发展而成的。在引力和宇宙膨胀的作用下，初始密度扰动不断增长，经过线性演化和非线性演化，逐渐形成为现今的宇宙结构。在一个给定的宇宙学模型下，可以用一系列动力学方程来描述宇宙中暗物质和重子物质的运动及演化历史。在过去的几十年间，从最初几十个粒子的纯引力模拟到1010个粒子在秒差距量级的多体加流体动力学模拟，出现了大量不同的数值模拟技术来研究宇宙结构的形成和演化。这些发展得益于算法的完善和计算机技术的发展，这使得数值模拟的分辨率和精度不断地提高。同时，通过大量的星系巡天观测，人们对影响星系形成的物理过程有了更深刻的理解，这使得数值算法能够对网格内的重子物理过程进行更精确地描述。这些模拟技术与观测结果相结合，使人们对宇宙的大尺度结构以及星系团的形成和演化有了更深刻的理解，也在一定程度上影响了观测的发展方向和设备研发。不同数值模拟之间的比较在纯引力研究方面得到了较好的统一，但不同的星系模型使得流体模拟的结果存在较大的差异。因此，通过数值模拟研究星系的形成和演化在当代宇宙学中仍然是一个重要的课题。通过研究发现，在星系团中存在大量表面亮度很暗的恒星。这些恒星只受星系团的引力所束缚，而不属于任何星系的组成成分，因此，一般被称为星系团内弥散恒星(intra-cluster light/diffused stellar component，ICL/DSC)。这些恒星的光度很暗，以至于我们在天文观测中很难发现。特别是对于红移较高的星系团，我们并不能准确地得到星系团内弥散恒星在星系团中的性质。这对于准确地确定宇宙在不同时期的重子物质质量比例有着很大的不确定性。另外，星系的质量函数在低质量段与高质量段出现了观测和模拟结果的偏差，这也可能与如何区分并定义星系团内弥散恒星有较大的关系。这些都会对星系的形成和演化历史产生很大的影响。在观测中一般通过设定一个表面亮度极限值(SBL)，暗于这个值的星系团可见成分都定义为星系团内弥散恒星。我们对一个流体动力学数值模拟中得到的星系团进行二维投影，得到其模拟的观测图像，从而研究弥散恒星在星系团中的比例，以及与观测参量的依赖性，例如表面亮度极限值、宇宙学红移变暗效应(cosmological redshift dimming)、由视宁度(seeing)产生的对光学观测天体的点扩散函数(PSF)影响和用于成像的电荷耦合元件(CCD)的像素大小。我们发现PSF的大小对于星系团中的ICL比例有着很大的影响，而CCD的像素大小在同等量级下表现的影响微不足道。而且SBL的亮暗强烈地影响着ICL的比例大小。给定一个SBL和红移，ICL的比例随着暗晕的质量增加而不断下降，同时，如果SBL足够暗，ICL的比例在低红移下与暗晕的质量依赖关系并不明显。通过研究，我们发现宇宙学红移变暗效应是ICL产生明显红移演化关系的原因之一。而且，我们发现在星系团中，ICL的质量比例明显的高于ICL的光度比例，这说明一般所用的常数质光比在高亮度下会导致ICL质量的低估，从而影响星系团质量的估计。进一步分析ICL在暗晕中的分布，我们发现ICL的二维分布轮廓表现出一个明显的特征半径，而且这个半径几乎不依赖于暗晕的质量，但是在不同的红移处有较小的变化。我们总结了到目前为止大部分的ICL的观测数据，发现不同的定义方法得到的ICL比例有很大的差异。因此，我们认为，在同一种定义方法和相似的观测条件下的观测和理论结果才具有可比性。