دی اکسید تیتانیم به علت داشتن بعضی خواص فیزیکی جالب که آن را برای انواع کاربردها مناسب می سازد، نظر عمده پژوهشگران را به خود اختصاص داده است. فعالیت فوتوکاتالیستی tio2 شدیداً به پتانسیل بازآرایی سطح و طول عمر جفت الکترون-حفره‏های تولید شده بستگی دارد. آهنگ سریع بازترکیب جفت الکترون-حفره‏ از مواردی است که با بهبود آن می‏توان بازده فوتوکاتالیستی این نیمرسانا را بهبود بخشید. یکی از راهکارهای موثر برای این کار اضافه کردن ذرات فلزی مانند ag، au، pt (فلزات نوبل) و غیره می‏باشد. در این پژوهش با استفاده از روش تخلیه قوس الکتریکی، نانوذرات نقره به دی اکسید تیتانیوم اضافه شده‏اند و لایه‏های ag-tio2 بر روی زیرلایه‏های شیشه‏ای در دماهای پخت مختلف تهیه شدند. در ادامه به ارزیابی خواص ساختاری و نوری این لایه‏ها پرداخته شد. سطح نمونه‏ها به وسیله میکروسکوپ الکترونی روبشی (sem) و میکروسکوپ نیروی اتمی (afm) مورد بررسی قرار گرفت. نتایج تست رنگ‏بری متیل اورانژ و تست آنتی باکتریال بر روی لایه‏های ag-tio2 به ترتیب دلالت بر بهبود در خواص فوتوکاتالیستی و ضد باکتری آنها نسبت به لایه tio2 دارد. مطالعه خواص آبدوستی لایه‏های ag-tio2 افزایش زاویه تماس قطره با افزایش میزان نقره را نشان می‏دهند.

آشکارسازهای ccd به عنوان یکی از قطعات اساسی در تصویربرداری، اسپکتروسکوپی، تلسکوپ های نجومی، فلوروسکوپی و غیره هستند. در اخترفیزیک تکنیک نجوم اشعه ایکس با دوربین های ccd از اهمیت ویژه ای برخوردار است. یکی از پارامترهای مهم مورد بررسی در ccdها بازده کوانتومی آشکارسازی (dqe) است. محدوده عملکرد ccdها در ناحیه مرئی می باشد. می توان با قرار دادن پوشش های سینتیلاتوری بر روی این آشکارسازها محدوده عملکرد آن ها را تا ناحیه اشعه ایکس بالا برد. در این تحقیق با استفاده از داده های تجربی، شبیه سازی مقادیر qe و dqe را برای هر انرژی در بازه (20-1/0 کیلو الکترون ولت ) که مناسب برای کاربردهای اخترفیزیکی است را به دست می آوریم. در این روش با داشتن مقادیرdqe در هر انرژی برای دو نوع ccd تابش از روبرو (fi) و تابش از پشت (bi)، می توان رفتارهر دو آشکارساز را با هم مقایسه کرد. اندازه گیری درصد انحراف میانگین برای هر نوع ccd در انرژی هایی که داده های تجربی در دست بود (4/5، 8 و 16 کیلو الکترون ولت )، نشان داد که شبیه سازی با دقت بالا انجام پذیرفته است.

رشد بلور به روش چُکرالسکی متداول ترین روش برای رشد بلورهای اکسید مانند (al2o3) sapphire از فاز مذاب است. در این فرایند انتقال حرارت نقش موثری در کیفیت بلور رشد یافته دارد. تابش یکی از انواع انتقال حرارت است که بین سطوح مختلف این سیستم وجود دارد. برای بررسی دقیق این فرایند لازم است روابط هندسی تعریف شود که بتوانند مقدار تابش را معین کنند. این روابط هندسی ضرایب دید نام دارند. ضریب دید پارامتری است که مقدار تابشی که از یک سطح گسیل شده و به سطح دیگر می رسد، را مشخص می کند. در سیستم رشد بلور چُکرالسکی تابش بین دیواره های گرم کننده جانبی، سطح مذاب و دیواره بلور یک پارامتر مهم و اساسی است که از آن به عنوان تابش سطح به سطح یاد می شود. نوع دیگر تابش در این سیستم رشد بلور، تابشی است که در حجم بلور رشد یافته، وجود دارد که تابش درونی نام دارد. در این پایان نامه هر دو مورد این تابش ها و ضرایب دید مربوط به آن ها مورد محاسبه و بحث قرار گرفته است. ضرایب دید به وسیله ی نوشتن یک برنامه رایانه ای محاسبه شده است. همچنین تاثیر حضور و عدم حضور تابش در توزیع جریان های شاره و میدان های دما در سیستم رشد بلور چُکرالسکی، نشان داده شده است.

شتاب تندشونده برای جهان ده سال پیش کشف شد و هنوز توجیه قانع کننده ای برای این پدیده داده نشده است. مشکل انرژی تاریک و یا اینکه چرا جهان با شتابی تند شونده در حال انبساط است ، یکی از مهمترین مشکلات تئوری در قرن بیست و یکم است. این رساله شامل سه فصل است که پایه بر مشکل انرژی تاریک که عامل ایجاد شتاب تندشونده کنونی است ، دارد. فصل اول شامل مقدمه ای برای توضیح مشکل ذکر شده می باشد. مختصری از مطالب موجود در این کار نیز در فصل اول معرفی شده است. دو فصل بعدی شامل کارهای اصلی انجام گرفته می باشد. در این رساله طرح بازسازی کیهان شناسی برای گرانش f(r) و f(g) با استفاده ازترم هایی از e-folding مورد بررسی قرار گرفته است، که نشان می دهد که چگونه هر گونه کیهان شناسی frw را می توان از تئوری f(r) و یا f(g) به دست آورد. گرانش تعمیم یافته یک گزینه مناسب برای انرزی تاریک است. در فصل سوم به بررسی مدل agegraphic توسط گرانش تعمیم یافته f(r) و f(g) پرداخته شده است.

در این مقاله مدل گاز پلی تروپ برهمکنشی به عنوان مدلی برای توصیف انرژی تاریک مورد بررسی قرار می گیرد. تحول پارامترهایی شامل پارامتر حالت ، چگالی انرژی و پارامتر کاهندگی مطالعه می شوند. بسته به پارامتر مدل، نشان می دهیم که گاز پلی تروپ برهمکنشی می تواند شبیه مدل های کوینتسنس یا فانتوم رفتار کند. در این مدل خط فانتوم از پایین به بالا شکسته می شود. تحول پارامتر کاهندگی نشان می دهد که در چارچوب مدل گاز پلی تروپ، کیهان دارای انبساط کند شونده در زمان های آغازین و انبساط تند شونده در زمان حال می باشد. سرانجام به تناظر بین مدل گاز پلی تروپ برهمکنشی و میدان های اسکالر تاچیون، کااسنس و دیلاتون می پردازیم و پتانسیل و دینامیک این مدل های اسکالر را بر اساس مدل گاز پلی تروپ برهمکنشی بازسازی می کنیم.

ما در این پایان نامه 2 مدل ایج کرافیک و ایج گرافیک جدید را برای انرژی تاریک مورد مطالعه قرار دادیم. در مدل ایج گرافیک تحول پارامتر معادله حالت (?_d )، و پارامتر کندشوندگی q بر حسب فاکتور مقیاس برای مدل های ایج گرافیک برهمکنشی در جهان غیر تخت را محاسبه می کنیم. وابستگی به پارامترهای ? وn مدل ایج گرافیک در خمیدگی های فضایی متفاوت را بررسی می کنیم. غیر از وابستگی به پارامتر های ? و n نشان می دهیم که تحول q به نوع خمیدگی فضایی نیز وابسته است. انبساط تند شونده در جهان باز در مقایسه با جهان بسته و جهان تخت زودتر اتفاق می افتد. سپس مسیرهای تحولی مدل های ایج گرافیک برهمکنشی را برای مقادیر متفاوت پارامترهای ? و n، همچنین برای مقادیر متفاوت خمیدگی فضایی در صفحه استیت فایندر نشان می دهیم. در مدل ایج گرافیک جدید، اثرات خمیدگی فضایی ?_k، ضریب برهمکنشی ? و پارامتر اصلی ایج گرافیک جدید n و پارامتر معادله حالت، ?_d و پارامتر کند شونده q بررسی می شوند. ما مقدار مینیمم برای n را هم در زمان آغازین و هم در حال حاضر برای انرژی تاریک که از خط فانتوم می گذرد را به دست می آوریم. همچنین در یک جهان بسته، تغییر علامت q قویا به ? وابسته است. نشان داده شده است که کمیت های ?_d و q شیوه های متفاوتی برای خمیدگی فضایی متفاوت می باشند. در جهان غیر تخت مسیرهای استیت فایندر به وسیله ی هر دو پارامتر ? و n مشخص می شوند.

محاسبه ی خواص دینامیکی وانتقالی سیالات چگال یکی از مشکلات کلاسیک در مکانیک آماری غیر تعادلی است. کار قابل توجهی روی خواص انتقالی سیال در طول 100سال گذشته انجام شده است. در این مطالعات ،معادله ی انتقالی بولتزمن برای کره ی سخت، به خوبی برهم کنش های واقعی حل شده است. این نتایج در توافق خیلی خوبی بانتایج تجربی برای گازهای دوگانه هستند. .هنگامی که چگالی افزایش می یابد، تقریب برخورد دوگانه ی معادله ی بولتزمن خیلی معتبر نیست. انزکاگ، معادله ی بولتزمن را با مستثنی کردن حجم موثر بسط داد. برای سیالات کروی سخت، نظریه ی انزکاگ رسانایی گرمایی و گرانروی حجمی صحیحی را پیش بینی می کند، در حالی که ضرایب خودپخشی و گرانروی برشی با مقادیر دینامیک مولکولی در چگالی های نزدیک منجمدشدن متفاوت هستند. اگرچه برخی پیشرفتها در درک ضرایب انتقالی سیالات چگال واقعی صورت گرفته است، یک معادله ی جنبشی رام شدنی که به آسانی بتواند برای پیش بینی خواص انتقالی مایعات و گازهای چگال برای هر چگالی ودمای دلخواهی به کار رود، نداریم. در آنچه در ادامه می آید، از قالب تابع هم-بسته ی زمانی برای محاسبه ی خواص انتقالی استفاده می کنیم و یک نظریه ی تقریبی را برای این ضرایب با استفاده از پتانسیل بین اتمی به عنوان ورودی توسعه می دهیم . در این پایان نامه سه ضریب اول غیر صفر بسط مربوط به توابع خود-همبستگی ویسکوزیته های حجمی، طولی و برشی برای سدیم در چهار حالت ترمودینامیکی مختلف بررسی شده اند. با استفاده از فرمالیسم تابع حافظه ای موری و قواعد جمع فرکانسی ویسکوزیته های حجمی، طولی و برشی برای سیال سدیم محاسبه شده اند. در این کار از یک شکل سکانت هذلولی برای تابع حافظه ای استفاده شده است.

آخرین یافته های کیهانشناسان بیان می کند که کیهان در حال انبساط با نرخ تندشونده است. توضیح این موضوع به یکی از بزرگترین مشکلات کیهانشناسی مدرن و فیزیک تبدیل شده است که چرا عالم باید با چنین نرخی در حال انبساط باشد و چه چیز عامل این انبساط است. این یافته ها که اولین بار با مطالعه ابرنو اختر نوع ia بیان شد به سرعت توسط داده های دیگری مورد تائید قرار گرفت. بررسی های فراوان صورت گرفته بر روی تابش میکروموج زمینه کیهان به همراه بررسی های صورت گرفته بر ساختارهای بزرگ مقیاس عالم به همراه داده های بدست آمده ازبررسی تابش امواج ایکس و گاما، همگی وجود یک انبساط تند شونده برای کیهان را تائید می کنند. علاوه بر این، داده های رصدی بیان می کنند که برای داشتن یک چنین انبساطی باید چگالی کیهان در مرتبه چگالی بحرانی باشد در حالی که چگالی ماده موجود در عالم- اعم از ماده باریونی و تاریک تنها حدود 30 درصد از چگالی عالم را شامل می شود و 70 درصد دیگر مربوط به موجودی ناشناخته به نام انرژی تاریک است. علاوه بر شواهد رصدی فراوان، تاکنون مدل هایی نیز برای توضیح این انبساط ارائه شده است و گروهی سعی کرده اند تا با رهیافت نظری به موضوع، در صدد توضیح این انبساط تند شونده کیهانی و توجیه رفتار انرژی تاریک برآیند. تاکنون ایده های متعددی با استفاده از نظریات گرانشی و گرانش های تعمیم یافته به همراه مدل های متعدد بر آمده از تئوری گرانش کوانتومی برای این موضوع ارائه شده است و چندین مدل پدیده شناختی برای رفتار انرژی تاریک در نظر گرفته شده است. علی رغم آنکه این مدل ها موفقیت هایی در توصیف برخی از رفتارهای انرژی تاریک و تحول کیهان داشته اند، مشکلاتی نیز دارند که می توان برخی از آنها را با اعمال تصحیحاتی رفع نمود. همچنین تئوری های متعددی وجود دارند که عموما به دنبال تحقق اصل قوی ماخ، ثابت گرانش نیوتون را متغیر با زمان فرض می کنند. این تئوری ها بیان می کنند که اولا این ثابت باید از نتایج نظریه ای که برای گرانش در نظر می گیریم حاصل شود، نه آنکه به صورت دستی وارد معادلات شود. همچنین می توان ادعا کرد که برخی کمیت های بنیادی در فیزیک میکروسکوپیک، تنها در صورتی ثابت می مانند که ثابت گرانش نیوتون با زمان تغییر کند . از میان این تئوری های می توان به کارهای پیشتازانه دیراک، دایسون و شاما و یا تئوری گرانشی برنز – دیکی که بر اصل منغیر بودن ثابت گرانش استوار است اشاره کرد. همچنین تئوری های گرانشی دیگری مانند تئوری کلوزا- کلین و هویل- نارلیکار نیز شرایطی برای تغییرات ثابت گرانش در نظر می گیرند. علاوه بر تئوری های مذکور تاکنون یافته های رصدی قطعیتی در ثابت بودن، ثابت گرانش بیان نکرده اند و همگی با یک دقتی، میزان آن را تعیین کرده اند که معمولا از مرتبه ثابت هابل است، بنابراین احتمال متغیر بودن آن در دقت های بیشتر از دقت اندازه گیری ابزار موجود منتفی نیست. بر اساس آنچه گفته شد، در پایان نامه حاضر ما بر آن شدیم تا معادلات حاکم بر دینامیک کیهان را در مدل استاندارد کیهانشناسی و برای کیهان تخت با احتساب یک ثابت گرانش متغیر با زمان بازنویسی کنیم. برای این منظور با نوشتن کنش هلبرت- انیشتین و در نظر گرفتن تغییرات زمانی ثابت گرانش، معادلات دینامیکی را یافیتم که بیانگر چگونگی تحول کیهان هستند که ما آنها را معادلات تعمیم یافته فریدمان نامیدیم. این معادلات منجر به این نتیجه شد که در یک کیهان تخت مجموع چگالی اجزا کیهان می تواند، بسته به مقدار تغییرات ثابت گرانش اندکی کمتر و یا بیش تر از چگالی بحرانی باشد. همچنین معادله پیوستگی حاکم بر کیهان که نتیجه مستقیم اتحاد بایانکی است، بازنویسی شد و ملاحظه شد که با فرض ثابت گرانش متغیر، یک جمله به معادلات افزوده می شود که بیان می کند تغییرات چگالی در کیهان برابر با مجموع فشار و تغییرات ثابت گرانش است. پس از یافتن این معادلات که تعمیمی برای مدل استاندارد کیهانشناسی محسوب می شوند. مدل هولوگرافیک انرژی تاریک با افق هابل مورد بررسی قرار گرفت. این مدل با افق هابل در حالت استاندارد فاقد جواب های مناسب برای انرژی تاریک است در حالی که با فرض تغییرات ثابت گرانش مدل می تواند پارامتر معادله حالتی غیر صفر و متحول شونده داشته باشد که می تواند حتی خط فانتوم را نیز از بالا به پائین بشکند. متاسفانه چگالی انرژی بی بعد این مدل با افق هابل ثابت است که مشکل انطباق را ایجاد می کند و تغییر ثابت گرانش نیز تاثیری برآن ندارد اما از آنجا که معادله فریدمان بی بعد به دست آمده تابعی از تغییرات ثابت گرانش است بنابراین می توان تحول چگالی اجزای کیهان را بوسیله آن توضیح داد و تغییرات چگالی انرژی تاریک هولوگرافیک را به تغییرات چگالی ماده و تغییرات ثابت گرانش مرتبط ساخت. علاوه بر این پایداری مدل در برابر اختلالات زمینه بررسی شد و مشخص شد در گذشته مدل همواره در برابر اختلال ها ناپایدار بوده و ساختارها فرصت شکل گیری داشته اند. پارامتر کاهندگی و جفت کمیت تشخیص گر استیدفاندر نیز برای مدل مورد بررسی قرار گرفت. پس از آن مدل هولوگرافیک انرژی تاریک با افق رویداد مورد بررسی قرارگرفت. مشخص شد که فرض متغیر بودن ثابت گرانش اثری در پارارمتر معادله حالت مدل ندارد. البته مدل به ازا پارامتر مدل 0.8c= قادر به توضیح انبساط تندشونده است. علی رغم پارامتر مدل تغییرات ثابت گرانش می تواند پارامتر کاهندگی مدل را تغییر دهد که در زمان ورود مدل به فار تندشونده کیهانی موثر است. همچنین این مدل می تواند به ازا مقادیری از تغییرات ثابت گرانش وارد عالم دوسیته شده و انبساط واگرا را برای کیهان توجیه کند. سپس پارامترهای استیت فایندر برای این مدل مورد بررسی قرار گرفت. نتایج این بخش از پایان نامه که به بررسی مدل هولوگرافیک با افق هابل پرداخته است در نشریه astrophysics&space scince منتشر گشته است. پس از دو مدل فوق ، مدل انرژی تاریک گوست مورد بررسی قرار گرفت. این مدل در حالت استاندارد دارای پارامتر معادله حالت ثابت است در حالی که با احتساب تغییر در ثابت گرانش پارامتر معادله حالت مدل متغیر با زمان بدست آمد که به ازا مقادیری از تغییرات ثابت گرانش می تواند خط فانتوم را از بالا به پائین بشکند. همچنین پارامتر کاهندگی برای این مدل مورد بررسی قرار گرفت و مشخص شد که مدل به ازا مقادیر مثبت از تغییرات ثابت گرانش، وارد فاز تندشونده شده و همچنین به ازا مقادیری می توان عالم دوسیته را بدست می آورد که دارای انبساط به صورت واگراست. سپس پارامتر چگالی بی بعد مدل مورد بررسی قرار گرفت و اثر تغییرات ثابت گرانش بر آن مشخص شد. در نهایت جفت پارامتر تشخیص گر استیت فایندر برای مدل مورد بررسی قرار گرفت و مسیر تحولی مدل در صفحه r-s رسم گردید. برای نکمیل بررسی مدل مجذور سرعت انتشار صوت در زمینه عالم به عنوان معیاری برای تعیین پایداری مدل در برابر اختلال های کوچک زمینه مورد بررسی قرار گرفت و مشخص شد مدل همواره در برابر اختلالات زمینه ناپایدار است و این یعنی انرژی تاریک گوست اجازه تشکیل ساختارهای کیهانی را می دهد. نتایج این بخش از پایان نامه در حال انتشار در یکی از نشریات نمایه شده در isi می باشد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.