قرص های برافزایشی، قرص هایی از گاز و غبار هستند که در اطراف ستاره های جوان یا ستاره هایی که در مراحل نهایی تحولی خود هستند، تشکیل می شوند. به نظر می رسد منشاء منظومه های سیاره ای هم چون منظومه ی شمسی، همین قرص های برافزایشی باشد که در اثر اتلاف انرژی به کمک تابش، به شکل فعلی در آمده اند. برای اینکه یک قرص برافزایشی به منظومه ی سیاره ای تبدیل شود، علاوه بر انرژی، باید اندازه حرکت زاویه ای آن نیز، از درون قرص به بیرون آن انتقال یابد. هر چند که مکانیزم های اتلاف انرژی در قرص های برافزایشی، تا حد زیادی شناخته شده، اما هنوز مدل قابل قبولی برای انتقال اندازه ی حرکت زاویه ای، ارائه نشده است. مدل هایی که انتقال اندازه حرکت زاویه ای را تحلیل می کنند، معمولاً بر نظریه های هیدرواستاتیکی استوارند و مبنای آنها انتقال اندازه ی حرکت، بخاطر وجود گران روی در گاز است. نقش بادهای ستاره ای نیز در تحول قرص های برافزایشی هنوز به دقت بررسی نشده است. در تحقیق حاضر تحول وابسته به زمان یک قرص برافزایشی خودگراننده با گرانروی نسخه ی بتا با حضور بیرون ریزی یا باد، مورد بررسی قرار گرفته است. در همین راستا، با استفاده از اعمال معادلات پایه ای هیدرودینامیک بر مدل مفروض و بدون بعد کردن آنها، معادلات تحول سامانه ی پیش ستاره- قرص به-دست می آید. سپس این معادلات بر پایه ی روش های عددی مناسب مورد حل عددی قرار می گیرد. در نهایت با تحلیل داده ها و نتایج عددی نشان داده می شود که حضور باد، چگالی جرمی در قرص را کاهش داده و موجب کند شدن سرعت سمتی آن می شود. همچنین حضور باد موجب افزایش سرعت شعاعی یا برافزایشی در قرص، به خصوص در نواحی بیرونی آن می شود. به علاوه، نشان داده می شود که باد در کنار گران روی عامل مهمی در جهت انتقال تکانه ی زاویه ای به نواحی خارجی تر قرص محسوب می شود.

هدف پژوهش حاضر این است که به کمک روش همگرایی ضعیف، خوشه¬های کهکشانی را آشکارسازی ¬کنیم. به این ترتیب که روش روزنه جرم را برای منطقه¬ای به وسعت 32/0 درجه مربع که توسط دوربین wfi تلسکوپ mpg/eso2.2 گرفته شده است، اعمال نموده و قله¬های جرمی را بر اساس جرمشان و نه بر اساس روشناییشان آشکار می¬نماییم. برای این منظور با استفاده از تابع فیلتر مناسب، به پروفایل برش و سپس پروفایل جرمی آن دست پیدا می کنیم. در نهایت قله¬های جرمی با اطمینان آشکارسازی بالاتر را استخراج می¬کنیم. با داشتن انتقال به سرخ این مجموعه از قله¬های جرمی می¬توان در تحقیق¬های بعدی جرم دقیق آن¬ها را محاسبه نمود.

در این پایان نامه با استفاده از تصویر تصویر نهایی بدست آمده در باند k از مرکز کهکشان m33 تا شعاع 2 به بررسی ساختار ستاره ای این کهکشان می پردازیم. این تصویر از مجموع تصاویر گرفته شده توسط تلسکوپ ukirt در سه باند jhk بدست آمده است.با بدست آوردن نمودار روشنایی سطحی از "0.24 تا 1.87 می توانیم بگوییم که این کهکشان تا شعاع 2 از دو مولفه ی هسته و بالج تشکیل شده است.

wfcamیکی از قدرتمندترین ابزارهای نجومی به ویژه در شناسایی تصاویر مادون قرمز نزدیک است. این دوربین روی کانون تلسکوپ ukirt ‎‎نصب‎‎‎‎‎ شده است و شامل چهار آشکارساز ‎ccd‎ ‎است و ‎0.75 درجه مربع از آسمان را می پوشاند. در این رساله ما تصاویر گرفته شده از کهکشانm33 ‎ توسط‎‎‎ دوربین ‎wfcam‎ ‎‎ را تحلیل می کنیم. این تصاویر کل کهکشان را می پوشانند و اطلاعات باارزشی در رابطه با توزیع ستاره ها دارند. شناسایی ستاره های مشترک در تصاویر مختلف و تصحیح موقعیت ستاره ها انجام شد و کاتالوگ نهایی شامل بیش از 420 هزار ستاره، از 897 تصویر که 9 کیلو پارسک از قرص کهکشان را می پوشاند بدست آمد.

چکیده ندارد.

در این پایان نامه، به بررسی تاریخچه ستاره سازی در دو کهکشان ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک پرداخته شد. آهنگ تشکیل ستاره ها در زمان های مختلف برای lmc از 0.002 m? yr-1 kpc-2~ تا 0.014 m? yr-1 kpc-2~ و برای smc از0.007 m? yr-1kpc-2 ~ تا 0.030 m? yr-1 kpc-2~ تغییر می کند. ستاره های متغیر ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک از کاتالوگ ایتا 2004 گرفته شد و از میان آنها ستاره هایی با دوره تناوب بزرگتر از 100 روز جدا شدند. با استفاده از مدل های تئوری و با این فرض که متغیرهای agb به درخشان ترین حالت خود در مسیر تحولی رسیده اند و پس از آن درخشندگی آنها کم می شود، از رابطه جرم – درخشندگی استفاده کرده جرم متغیر های بلند دامنه را بدست آوردیم. سپس تصحیحات مربوط به غبار ستاره ای و قرمز شدگی را بر روی ستاره اعمال کرده قدر باند k تصحیح شده و در نتیجه جرم ستاره را بدست آوردیم. با استفاده از رابطه جرم – مدت نوسان و جرم – طول عمر، طول عمر ستاره های متغیر دو کهکشان را محاسبه کرده آهنگ تولید ستاره ها در زمان های مختلف را برای کهکشان های lmc و smc بدست آوردیم. در مورد ابر ماژلانی بزرگ، اولین دوره ستاره سازی در حدود gyr 10 سال قبل بوجود آمده که در حدود 40% از ستاره های کهکشان در همان دوره پدید آمده است. دومین دوره مهم ستاره سازی در کهکشان lmc در حدود 3gyr سال قبل آغاز شده و تا 500 myr سال قبل ادامه داشته است که در حدود 46% ستاره ها در این دوره پدید آمده اند. در مورد ابر ماژلانی کوچک، اولین دوره ستاره سازی در حدود 6 gyr سال قبل بوجود آمده است که در حدود 24% از کل ستاره ها در این دوره متولد شده اند. دوره دوم ستاره سازی در کهکشان smc مربوط به 800 myr سال قبل می شود جایی که اکثر ستاره های کهکشان در آن دوره ساخته شده اند که حدود 72% از کل ستاره ها را شامل می شود.

در میان نرم افزار های نورسنجی نجومی daophot و sextractor از همه معروف ترند و به طور گسترده ای توسط اختر شناسان بکار گرفته می شوند. این نرم افزار ها برای نورسنجی و مکان یابی تصاویر عمیق و پرستاره نجومی طراحی شده اند و خروجی آن ها اغلب فایل هایی شامل هزاران سطر از موقعیت و قدر و مشخصه های شکلی ستاره هاست. در این رساله ما به کمک روش های آماری صحت خروجی نرم افرار های daophot و sextractor را در مقابل شرایط نجومی مختلف از قبیل پارامتر های جوی و شلوغی تصویر بررسی کرده ایم. برای این کار ابتدا مجموعه ای از تصاویر نجومی را بر مبنای فهرستی از ستاره ها بامکان و قدر مشخص و سطح قابل تنظیمی از خطا شبیه سازی می کنیم. سپس این تصاویر را به کمک هر کدام از نرم افزار های daophot و sextractor تحلیل می کنیم تا ببینیم هر کدام از این دو نرم افزار چقدر در بازیابی مکان و روشنایی ستاره ها موفق هستند. در نهایت نتایج به دست آمده را در مورد مجموعه ای از تصاویر که قبلاً توسط تلسکوپ ukirt از کهکشان 33m گرفته شده و به کمک daophot نورسنجی شده، بکار می بریم تا در یابیم چه مقدار از خطا مخصوصاً در نرم افزار daophot تولید شده است

مشاهدات کیهانی قویاً نظریه ی تورم را به عنوان نظریه ی غالب کیهان شناختی جهان اولیه و تولید ساختار تأیید می کنند. از پیش بینی های مهم نظریه ی تورم تولید اختلالات تقریباً گاوسی‏، تقریباً آدیاباتیک و تقریباً مقیاس ناوردا است که به خوبی با مشاهدات رصدی سازگار است. مکانیزم کرواتون یکی از روش های جالب در تولید اختلالات کیهانی است که می تواند باعث ایجاد اختلالات‏ انتروپی یا اختلالات غیرگاوسی گردد. در نتیجه با استفاده از مشاهدات رصدی می توان روی پارامترهای مدل های تورمی مبتنی بر کرواتون قید گذاشت. در این پایان نامه جنبه ‏ های مختلف مکانیزم کرواتون در تولید اختلالات غیرگاوسی و آدیاباتیک و اثرات این اختلالات روی تابش زمینه ی کیهانی و ایجاد ساختارهای کیهان مورد بررسی قرار می گیرد.

انفجار پرتو گاما یا فوران پرتو گاما (به انگلیسی :gamma –ray bursts) به فوران ناگهانی و شدید پرتو گاما در اعماق کیهان گفته می شود، انفجارهایی که ازچند دهم ثانیه تا چند دقیقه به طول می انجامد و به طور اتفاقی در دهه 1960 توسط ماهواره های آمریکایی vela کشف شدند. فورانهای پرتو گاما از زمان گزارش کشف آنها توجه بسیاری از محققین را به خود جلب نموده اند چراکه آنها اطلاعاتی از دوه ای از تحول عالم را به ما می دهند که پیش از این هیچ شناخت مستقیمی ازآنها نداشته ایم ، دوره ای که از نظر شهودی "ارتباط گمشده" مابین تابش زمینه کیهان و ابرنواخترهای نوع ia را فراهم می آورد. به منظور بررسی و تحلیل این رخداد نجومی به وسیله داده های شهودی،891 فورانگر از داده های مأموریت فضاییswift در نظر گرفته شده است . اولین فورانگر در مورخ 17 دسامبر سال 2004 وآخرین فورانگر در مورخ 29 اگوست سال 2013 شناسایی شده است . این تحقیق به روش توصیفی– همبستگی بیان می نماید که از بعد آماری همبستگی میان برخی از ویژگی های فورانگرهای پرتو گاما وجود دارد، همبستگی هایی که برخی ازآنها در تحلیل های فیزیکی نیز کاربرد دارند. این تحلیل ها بیان می نمایند که توزیع انتقال به سرخ فورانگرهای پرتو گاما نرمال است .بیش از 75 درصد فورانگر ها تا انتقال به سرخ 3 مشاهده شده اند.نسبت مشاهده فورانگر های بلندمدت به کوتاه مدت تقریباً برابر 11 است و مخالف با داده های بدست آمده ازماهواره batse است . این انتظار وجود دارد که شاهد فورانگرهایی در انتقال به سرخ های بالاتر باشیم و لزوماً فورانگرهای مشاهده شده کم نور تر نیازی ندارند که بصورت کلی در انتقال به سرخ های بالاتر باشند

توجه به نقش گردشگری در توسعه همه جانبه کشورها، آنها را بر آن داشته تا با استفاده از ظرفیتهای خود شرایط توسعه آنرا فراهم سازند. پژوهش حاضر با هدف شناسایی ظرفیتهای توسعه گردشگری نجوم در ایران و راهکارهای توسعه آن صورت گرفته است. روش تحقیق مورد استفاده در این مطالعه، از لحاظ هدف، کاربردی و از لحاظ میزان و درجه کنترل، میدانی و از لحاظ نحوه جمع آوری اطلاعات نیز از نوع تحقیقات توصیفی می باشد که اطلاعات مورد نیاز این روش با استفاده از پرسشنامه و مشاهده جمع آوری و تجزیه تحلیل شده است. جامعه آماری تحقیق منجمان آماتور، فعالان و متخصصان گردشگری خصوصا در تورهای رصدی می باشند که از طریق نمونه گیری در دسترس انتخاب شدند. جهت تحلیل داد ه ها و دستیابی به اهداف تحقیق از روش های توصیف، تحلیل و آمار استنباطی شامل تحلیل عاملی استفاده شده است. به منظور یافتن ظرفیتهای موجود با استفاده از نقشه های رقومی مختلف مورد ارزیابی قرار گرفته است. گردشگری نجوم به عنوان یکی از گونه های گردشگری نیازمند توسعه شرایطی است که در آن با استفاده از متغییرهای عمومی گردشگری و متغییرهای خاص نجوم میتوان زمینه را برای توسعه آن فراهم نمود. در این تحقیق با استفاده از پرسشنامه ای که در کل شامل 35 متغیر بود، ضمن بررسی این متغییرها و رتبه بندی آنها با استفاده از تحلیل عاملی تعداد 7 عامل مشخص گردیدند. این عوامل شامل زیرساختهای توسعه با مقدار ویژه 00/5، زیرساختهای حرفه ای رصد با مقدار ویژه 18/4، زمینه های اقلیمی و جغرافیایی با مقدار ویژه 88/3، زیر ساخت های فیزیکی گردشگری با مقدار ویژه 61/2، زمینه های امنیتی و حفاظتی با مقدار ویژه 43/2، زمینه های ویژه رصدی با مقدار ویژه 00/2 و زیرساخت های رفاهی گردشگری با مقدار ویژه 97/1، هستند و در نهایت با بررسی برخی از متغیرهای مهم نظیر میزان آلودگی نوری، امنیت، زیرساخت، ابرناکی و با تاکید بر ظرفیتهای اکوتوریستی شامل مناطق حفاظت شده و پارکهای ملی، در کشور 11 استان دارای ظرفیت مناسب در توسعه گردشگری نجوم انتخاب شدند که همه آنها مورد نیز مورد امتیاز دهی قرار گرفتند و 9 استان کشور مستعد توسعه بهتری در گردشگری نجوم بودند و با توجه به شرایط مهم توسعه گردشگری نجوم مورد برنامه ریزی و پیشنهادات قرار گرفتند.

روش معمول اندازه گیری ثابت هابل در فاصله های نزدیک متکی به کالیبراسیون متغییرهای قیفاوسی است. که به کمک آن می توان فاصله کهکشان ها را تا حدود چند صد میلیون سال نوری اندازه گیری کرد. در این رساله ما با بررسی طیف ستاره های متغیر قیفاووسی رابطه ی دوره تناوب درخشندگی را در ناحیه فرو سرخ میانی طیف به دست می آوریم. در ناحیه فرو سرخ میانی طیف، پراگندگی نور در قرص کهکشان راه شیری بسیار کم است و به نظر می رسد تعداد بیشتری از متغیرهای قیفاووسی در کهکشان راه شیری قابل رصد باشند. در این رساله کاتالوگ ddodgcc را که شامل متغیرهای قیفاووسی کهکشانی بودند، انتخاب کردیم. با استفاده از نرم افزار اطلس، شار ستاره ها در بازه فروسرخ میانی را محاسبه کرده و سپس با استفاده از این شار محاسبه شده قدر را بدست آوردیم. و در نهایت رابطه قدر درخشندگی را محاسبه کرده ایم.

سیاه چاله های نخستین حاصل رمبش گرانشی گروهی از ناهمگنی ها در جهان اولیه هستند که ابعادشان از اندازه افق حادثه کوچکتر است. هرچند هنوز چنین اجرامی در آسمان رصد نشده اند، اما به طور بالقوه سیاه-چاله های نخستین می توانند جایگزین مناسبی برای ماده تاریک باشند و یا آثار قابل رصدی در تابش زمینه کیهانی و یا تشکیل ساختار در کیهان داشته باشند. سیاه چاله های نخستین در دوره های مختلف جهان اولیه بوجود می آیند و ومحدوده وسیعی از طول عمر و جرم را پوشش می دهند. پایان عمر این اجرام با تابش فوتون های بسیار پرانرژی همراه است که می تواند آثار قابل رصدی در تابش زمینه کهکشانی و فرا¬کهکشانی بجا بگذارد. در این رساله پس از ارائه مقدمه در مورد نسبیت عام و فیزیک سیاه چاله ها به سراغ موضوع سیاه چاله های نخستین می رویم و در مورد قید های کیهانی در رابطه با تشکیل آن ها و تابع توزیع جرم و رصد آن ها بحث می کنیم.

نوتریتوهای استریل نوع خاصی از نوترینوهای ذرات بنیادی هستند که نمی توانند در مدل استاندارد قرار گیرند و برای بررسی آن ها به مدلهای فراتر از استاندارد نیازمندیم. یکی از دلایل اصلی برای حضور آنها نوسان نوترینوهای فعال است. اگر آنها وجود داشته باشند، ممکن است در ابتدای عالم و تحول آن نقش مهمی ایفا کرده باشند. هم چنین ممکن است آنها یک گزینه مناسب برای حل مسئله باریون زایی و ماده تاریک باشند. در این رساله مدلهای رایج نوترینوهای استریل را در نظر گرفته، ویژگیهای آنها را با نتایج آزمایشهای مختلف مقایسه کردیم.