در این پایان نامه قصد داریم که قانون اول تعمیم یافته، می تواند برای افق ظاهری جهان frw استفاده شود. سپس رابطه بین معادلات فریدمان و قانون اول ترمودینامیک را در افق محصور / افق ظاهری در جهان frw بررسی خواهیم کرد. همچنین نشان خواهیم داد که در گرانش انیشتین، قانون اول ترمودینامیک همواره در افق ظاهری برقرار است. ما خواص مدلهای میدان اسکالر کواینتسنسی و فانتومی را مطالعه خواهیم کرد و نشان خواهیم داد که فرضیه فانتوم با پارامتر معادله حالت ?<-1، که به لحاظ ترمودینامیکی ممنوع است، می تواند با در نظر گرفتن یک پتانسیل شیمیایی منفی مجاز شود. در این پایان نامه، رابطه ی آنتروپی و برقراری قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک (gsl) را در کبهان شناسی کملنی frw که در آن عالم بوسیله افق ظاهری دینامیکی احاطه شده، بررسی خواهیم کرد. همچنین، مدل گرانش اسکالر-تانسور (f(r,? را معرفی و دینامیک و ترمودینامیک این مدل را در کبهان شناسی frw، بررسی خواهیم کرد.

این پایان نامه بر اساس مطالعات انجام شده در زمینه های گرانشی به عنوان تصحیح یا تعمیم نسبیت عام شناخته می شوند نوشته شده است. انگیزه تفکر در این زمینه ها ریشه در کیهان شناسی و اخترفیزیک دارد که در آنها مسائلی چون انرژی تاریک و ماده تاریک مطرح است. از آنجا که مدل استاندارد کیهان شناسی و معادله میدان انشتین قادر به توضیح کاملی از رفتار عالم نمی باشد ناگزیر از ایجاد نظریه های جدیدی هستیم که بتواند درک درستی از رفتار عالم در تمام دوره های کیهانی بویژه در دوره تورم اولیه و دوره شتابدار کنونی کیهان نشان دهند. اصول اولیه و تعابیر هندسی که یک نظریه گرانش از آن سرچشمه می گیرد آورده شده است. بررسی این اصول و تعابیر موجب روشن شدن فرضیات بنیادی نسبیت عام و در نتیجه پیشنهادهای ممکن برای تصحیح آن می شود. تعدادی از تصحیحات ممکن با تاکید بر نظریه های متریکی f(r)و انرژی تاریک مورد مطالعه قرار گرفته و ویژگیهای این نظریه ها تا حد امکان بیان شده است. مسلما ما به نظریه هایی احتیاج داریم که بتوانند به خوبی با داده های تجربی همخوانی داشته باشند. برای این منظور در پایان با ارائه یک مدل و با تکیه بر داده های رصدی مربوط به فاصله درخشندگی ابرنواخترهای نوع ia در انتقال به سرخهای مختلف و سرعت سوق انتقال به سرخ کیهانی نشان داده ایم که این نظریه توانایی حل مشکلات موجود در مقیاسهای مختلف کیهانی را دارد.

اترکتور اترکتور مجموعه ای از حالتها(نقطه هایی در فضای فاز) تحت دینامیک ثابت است، که بسوی حالتهایی در یک حوزه کششی معین به یک خمش در مسیر تحول دینامیک نزدیک می شود. اترکتورها مانند یک واحد کوچک نمی توانند خودش را به دو یا بیشتر اترکتورها در یک حوزه کششی مشخص تجزیه کنند، تعریف می شود. این محدودیت ضروری است، زیرا ممکن است یک سیستم دینامیکی چندین اترکتور در یک حوزه کششی داشته باشد. سیستم های قدیمی دارای اترکتور نمی باشند، از اینرو دارای حرکتی متناوب هستند. برای سیستم های دینامیکی پراکنده، اترکتورها برای کاهش حجم نمایی مقدار صفر در فضای فازn بعدی دارند. یک نقطه ثابت پایدار بوسیله یک ناحیه پراکنده ساز احاطه می شود که اترکتورها مانند حفره معلوم می شود. در حقیقت اترکتورهای منظم در اطراف یک مسیر دایره ای یک رفتار مجانبی دارند. اترکتورهای خارجی ، منطقه کراندار از فضای فاز هستند که مقدار صفر در فضای فاز جای می دهند. مسیرهایی بدون اترکتور خارجی بطور تصادفی در اطراف پدیدار می شوند. نظریات تانسور- اسکالر در گرانش ، نظریات تانسور- اسکالر از نسبیت عام اینشتین متفاوتند. چون نه تنها گرانش را با استاده از متریک فضا- زمان بلکه با استفاده از یک میدان اسکالر هم شرح می دهد که هم به ماده و هم به هندسه فضا- زمان جفت می شود. این نظریه ها اخیراً محبوبیت زیادی به دست آورده اند چون به عنوان حد انرژی پایین در بسیاری از نظریات گرانش کوانتومی بر می خیزد، مثل نظریات کلوزا-کلین [3] و نظریات ریسمان ابرتقارنی [4]. گرانش تانسور- اسکالر همچنین برای مدل های تورم کیهانی ((توسعه یافته ))[5] اهمیت دارد که در آنها میدان اسکالر یک پایان طبیعی برای دوره ی تورم از طریق تشکیل ((حباب ها )) ایجاد می کند. بعلاوه نوسان تورم- القایی از میدان گرانشی دارای جرم، به عنوان نامزدی برای جرم گمشده ، که نیاز است نزدیک جهان باشد، بررسی شده اند[6]. نظریات تانسور- اسکالر شامل پارامترهای پیشنهادی است که جفت شدن بین میدان اسکالر، ماده و متریک فضا- زمان را شرح می دهند. برای مقادیر معین از این پارامترها، بسط های فوق نیوتنی از نظریات تانسور-اسکالر با gr سازگار است. بنابراین آزمایشات و مشاهدات سیستم شمسی،گرانش تانسور- اسکالر را از توافق با gr ممنوع نمی کنند و تنها پارامتر های جفت شدگی تانسور-اسکالر را محدود می کنند[7]. بسیاری از نظریات تانسور اسکالر که در جهان اولیه به صورت قابل توجهی از gr متفاوت هستند، در جهان کنونی تقریباً غیر قابل تشخیص از gr می باشند. از این رو مدارک آزمایشی که gr را حمایت می کنند، نیاز نیست که به عنوان بحثی مقابل نظریات تانسور- اسکالر نگریسته شوند[8]. در مثال های میدان قوی، نظریات تانسور- اسکالر و gr، نتایج متفاوتی می دهند. یکی از این مثال ها تولید امواج گرانشی است. چون نظریات تانسور- اسکالر، یک میدان اسکالر را در گیر می کنند، منابع کروی مانند ابرنواخترها را برای تابش تک قطبی و سیستم های دوتایی را برای گسیل دو قطبی مجاز می کنند. در مقابل، gr تنها مدل هایی با وابستگی چهار قطبی و بالاتر اجازه می دهند. حالت قطبیدگی اضافی تنها تفاوت شکل امواج گرانشی از gr نیست بلکه همچنین انرژی کل را که منبع داده شده گسیل می شود از مقدار پیش بینی شده در gr افزایش می دهد. مثال میدان قوی دیگری که در آن میدان اسکالر ممکن است مهم باشد، تشکیل سیاه چاله ها و تکینگی ها در طول فروپاشی گرانشی است. گرانش تانسور- اسکالر، جواب های بیشتری را نسبت به gr تصدیق می کند، چون درجات آزادی بیشتری دارد. بعضی از این جواب ها ویژگی نامطلوبی دارند همچون تکینگی عریان. به جای اینکه به راحتی این جواب ها را نادیده بگیریم، سعی می کنیم تعیین کنیم که آیا می توانند به طور فیزیکی، داده های اولیه بدون تکینگی تولید کنند یا نه. اگر بتوانند، یک شار اساسی در پیش بینی توان گرانش تانسور- اسکالر آشکار می کنند. در gr تصور می شود(اثبات نشده است[9]) همه ی تکینگی های فیزکی درون افق رویداد پنهانند، بنابراین هندسه ی فضا- زمان، خارج از این ناحیه،بدون تگینگی و قابل پیش بینی است.

این پایان نامه شامل 7 فصل می باشد. درفصل اول این پایان نامه به بیان چند مفهوم اساسی از قبیل مدل استاندارد کیهان شناسی، تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی، ماده تاریک و انرژی تاریک پرداخته ایم. مدل استاندارد کیهان شناسی، این مدل بر پایه فضای همگن و همسانگرد فریدمن - رابرتسون - لما‎‎یتر -واکر‎ بنا شده است. در این مدل، کیهان از یک انفجار بزرگ اولیه که در آن همه چیز در حال دور شدن از یکدیگرند‎،‎ آغاز می شود. نظریه انفجار بزرگ بهترین نظریه پردازی برای توجیح سرآغاز و چگونگی تکامل کیهان محسوب می شود. مدل استاندارد کیهان شناسی تلاش می کند، وجود و ساختار تابش پیش زمینه ای میکروموج کیهان، خوشه های کهکشانی بزرگ مقیاس، توزیع هیدروژن، هلیوم، دوتریوم و لیتیوم و همچنین انبساط شتابدار مشاهده شده کیهان را توضیح دهد. تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی، یک تابش جسم سیاه است. و دمایی حدود ‎3 k‎ دارد. تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی همراه با انبساط کیهان خنک شده و به این دما رسیده است. ماده تاریک، از اتمها تشکیل نشده و نهادی فرضی دارد. همچنین به نظر می رسد که این ماده از ذرات سنگین تشکیل شده باشد. ذرات پرجرم بسیار کند حرکت می کنند. این ذرات تنها از طریق گرانشی و یا احتمالا نیروی ضعیف بر هم کنش می کنند. سه نوع ماده تاریک وجود دارد: ماده تاریک داغ ( ذراتی با سرعتی بالاتر از سرعت نسبیتی)، ماده تاریک گرم (ذراتی با سرعتی نسبیتی) و ماده تاریک سرد( ذراتی که با سرعت های کلاسیکی). با توجه به اینکه بیشتر ماده تاریک از ذرات سنگین تشکیل شده است، بنابرین، بیشتر ازماده تاریک سرد یاد می شود. مدل استاندارد کیهان شناسی نیز بر این ماده ‎(cdm)‎ پایه ریزی شده است. در نهایت به بیان مختصری از انرژی تاریک می پردازیم. در سال 1998‎، دو گروه تحقیقاتی به طور مستقل، یکی با سرپرستی پریموتر‎ و دیگری با سرپرستی اشمیت‎، به کشف مهمی رسیدند. این کشف، شتاب انبساط کیهان بود. این انبساط ناشی از انرژی ای دافعه با فشاری منفی می باشد. اولین کاندید، ثابت کیهان شناسی بود. کاندید بعدی میدان اسکالر نام داشت(از جمله میدان های اسکالر می توان به میدان های کملونی و تاکیونی ). در فصل دوم به بیان معادله اینشتین و معادلات فریدمن پرداخته ایم. اینشتین‎‎ معادلاتی را فرمول بندی کرده بود،که قابلیت توصیف امواج گرانشی سیاهچاله ها تا کل کیهان را داشتند. این معادلات، دسته معادلاتی شانزده تایی هستند که برهم کنش بنیادی گرانش را در نتیجه خمیدگی فضا - زمان توسط جرم و انرژی توضیح می دهند. فریدمان‎ با در نظر گرفتن دو فرض همگنی و همسانگردی کیهان، اظهار داشت که کیهان در حال انبساط است. در یک فضا زمان همگن و همسانگرد، معادلات میدان اینشتین به معادلات فریدمان تبدیل می شوند. عام ترین فرم متریک فضا زمان، سازگار با فرض همگنی و همسانگردی کیهان، متریک فریدمن - رابرتسون - لمایتر -واکر است. در فصل سوم به بیان دو میدان کملون و تاکیون پرداخته ایم. ذرات کملونی اولین بار در سال 2003‎ به وسیله جاستین خوری ‎‎ و آماندا ولتمن در دانشگاه کلمبیا، به عنوان توضیحی ممکن برای انرژی تاریک بکار برده شد. میدان کملونی جرمی متغیرو وابسته به مکان ها( با تفاوت در چگالی ماده) دارد . در مورد میدان تاکیونی می توان گفت که، تاکیون به معنی ذره سریع‎ و فرضی گفته می شود که توسط دکتر فینبرگ‎، به ذره ای تئوری نسبت داده شد که سریع تر از سرعت نور حرکت می کرد. میدان تاکیونی، یا به طور ساده تاکیون، میدانی کوانتومی با جرمی تصوری مختلط است، که قسمت حقیقی آن صفر می باشد. میدان تاکیونی بسیار چگال است. میدان تاکیونی بسیار چگال است و آن چگالی جرم منفی دارد. در فصل چهارم به توضیحی از ماهیت کوانتوم - گرانشی انرژی تاریک، سیاهچاله شوارتس شیلد نشانی از اصل هولوگرافی و انتخاب ‎ l ‎ به عنوان طول قطع فروسرخ پرداخته ایم. اولین مدل برای توضیح عالم انرژی تاریک، مدل استاندارد کیهان شناسی‎‎‎‎ ‎ (‎lambda ‎cdm‎) ‎ بود. . ولی چگالی ثابت کیهانی بدست آمده توسط تئوری و تجربی در مقدار تفاوت زیادی داشتند. مقدار زیاد ثابت کیهانی، برای توضیح شتاب عالم مناسب نبود.‎‎ از نقطه نظر کیهان شناسی، یک مدل مناسب برای توصیف عالم انرژی تاریک، باید سه نیاز را برآورده کند. معادله حالت را ارضا کند، چگالی انرژی تاریک را بدست دهد و در آخر انتظار داریم تا مشکلات انطباق کیهانی را توضیح دهد. بنابراین باید به دنبال مدل مناسب تری نسبت به مدل ثابت کیهانی باشیم.مسئله انرژی تاریک، مسئله ای در ماهیت کوانتوم - گرانشی است. فیزیکدانان بر اساس این ماهیت، بر آن شدند تا سرشت انرژی تاریک را تنها در چند اصل پایه ای گرانش کوانتومی کشف کنند. اصل هولوگرافیک چنین اصلی بود. کار بر روی اصل هولوگرافیک، مدل های انرژی تاریک هولوگرافیک را پیشنهاد داد. این مدل به طور بسیار وسیع مطالعه شد و با مشاهدات مختلف آزمایش، و توافق تئوری و مشاهدات مشخص شد. اصل هولوگرافیک، می گوید که تمام اطلاعات موجود در یک حجم از فضا را می توان بر روی سطح آن نیز داشت. در قسمت سیاهچاله‎‎ ‎‎شوارتس شیلد‎‎ نشانی از اصل هولوگرافی‎‎‎‎، چون حالت های کوانتومی داخل یک سیاهچاله غیر قابل مشاهده است. این معادله در واقع حد بالاتری از آنتروپی را، که فضایی به حجم ‎ l^3 ‎ را در بر گرفته تحمیل می کند. برای یک سیستم میدانی چون موضعی است، آنتروپی به طور ذاتی بزرگ و متناسب با ‎ l^3‎ است. همچنین از تحلیل ابعادی، وابستگی به طول قطع فرابنفش ‎lambda ‎ نیز بدست می آید. در قسمت انتخاب ‎ l ‎ به عنوان طول قطع فروسرخ، سه انتخاب بررسی می شود. افق هابل، افق ذره، افق رویداد آینده. در فصل پنجم به بیان مدل بر هم کنشی انرژی تاریک هولوگرافی در کیهان شناسی تاکیون جفت شده با ماده پرداخته ایم. در این مدل، انتخاب برای طول قطع فروسرخ انتخاب افق رویداد آینده می باشد. در این مدل میدان اسکالر (پتانسیل تاکیونی) با ماده برهم کنش می کند، همچنین میدان تاکیونی نقش انرژی تاریک را ایفا می کند. این مدل برای دو عالم با پارامتر های معادله حالت ‎gamma=0‎ ‎‎‎ (عالم ماده غالب) و ‎ ‎gamma=‎1/3‎‎‎‎‎‎‎ (عالم تابش غالب) بررسی خواهد شد. مدل را بر اساس دو داده مشاهده ای ابرنواختر نوع اول و داده های هابل بررسی شده است و پارامتر ها و شرایط پایداری بدست آمدند و ویژگی های دیگر بررسی شدند. در فصل ششم به بیان مدل بر هم کنشی سن نگاری در کیهان شناسی تاکیون جفت شده با کملون پرداخته ایم. گرچه مدل های انرژی تاریک هولوگرافی در توضیح مشاهدات بسیار موفق اند ولی با چند مشکل روبرو هستند. انتخاب افق رویداد آینده به عنوان مقیاس طول، فاز شتابدار عالم را نشان می دهد. اما یک مانع آشکار مربوط به ارتباط رویداد ها در این طرح ایجاد می شود. افق رویداد، یک مفهوم کلی از فضا - زمان است و وجود آن وابسته به تحول آینده عالم است. این افق تنها برای عالم با انبساط شتابدار ابدی امکان پذیر است. ‎مدل انرژی تاریک سن نگاری فرض می کند که انرژی تاریک مشاهده شده، از فضا - زمان و نوسانات میدان ماده در عالم ایجاد می شود. از این رو در مدل انرژی تاریک سن نگاری، سن عالم به عنوان مقیاس طول، به جای افق رویداد آینده انتخاب شده و از مسئله ایجاد شده توسط افق رویداد آینده در انرژی تاریک هولوگرافی اجتناب می شود. در این مدل میدان تاکیونی نقش انرژی تاریک سن نگاری و میدان کملونی نقش ماده تاریک ایفا می کنند. مدل برای دو عالم تابش غالب و ماده ‎ غالب با داده ابرنو اختر نوع اول ‎‎‎ استفاده شد، پارامتر و شرایط پایداری بدست آمدندو ویژگی های دیگر بررسی شدند. در نهایت مشخص شد که این مدل برای عالم ‎ ‎gamma=‎‎1/3‎ بهتر از عالم ‎ ‎gamma=0‎ ‎ در توافق با مشاهدات است. در این مدل، اشکالات مدل انرژی تاریک هولوگرافی وجود نداشت. ‎‎ ‎ ‎‎

در این رساله، به بررسی برخی جنبه های کیهان شناسی در نظریه هایی به نام گرانش ابعاد بالاتر می پردازیم. انگیزه های متعددی برای ابعاد بالاتر وجود دارند. در ابتدا آنها را مرور خواهیم کرد و سپس معادلات حرکت عالم در این نظریه ها را بدست خواهیم آورد. پس از آن با استفاده از همین معادلات در برخی مدل های مختلف کیهان شناسی مسائلی از قبیل: پایان تورم، سناریوی کرویتون، نظریه اختلال و غیره را بررسی خواهیم نمود. نشان خواهیم داد که مدل های ما با پاره ای از یافته های مشاهداتی سازگار می باشند. کلید

ابتدا به معرفی مبحث ریاضیاتی مورد نیاز - نظریه ی پایداری - و سپس به تشریح چگونگی جمع آوری داده های مشاهداتی کیهان شناختی پرداخته ایم. در ادامه مدل های مختلف گرانشی و ویژگی-های آن ها و در پایان مدل گاوس- بانت را معرفی و تشریح کردیم. سپس پس از به دست آوردن معادلات میدان حاکم بر این مدل و حل آن ها، پایداری جواب ها بررسی و به بهترین شکل ممکن برازش (best fit) شد. نتیجه با آنچه انتظار داشتیم هماهنگی داشت. از این رو در انتها به بیان فواید نتایج به دست آمده پرداختیم.

‎‎نظریه سیستم های دینامیکی این امکان را فراهم می کند که تمام مسیرهای مجاز برای شرایط اولیه های مختلف را بررسی کرد. این موضوع در کیهان شناسی اهمییت بیشتری پیدا می کند چرا که شرایط اولیه یکی از مسایل و مشکلات مهم به شمار می رود .با کمک سیستم های دینامیکی می توان محدوده شرایط اولیه و محدوده پارامتر های کیهانی را با کمک داده های کیهانی تعیین کرد در این پایان نامه، به مطالعه ‎‎اترکتورها ، حالت یاب های سیستم و اندازه گیری آزمونهای رصدی کیهان شناسی در مدل های مختلف کیهان شناسی مانند مدل کملون ، کملون برنس دیک ، مدل کملون برنس دیک تعمیم یافته ‎‎نظریه تاکیون پتانسیل ‎‎ ، گرانش اسکالر تانسورها و ثابت ساختار ریز در نظریه ‎bsbm‎ می پردازیم. در یک رویکرد جدیدبا بررسی همزمان پایداری سیستم وتطبیق پارامترها سیستم با مشاهدات کیهانی جواب های اترکتوری در فضای فاز را به دست می آوریم .در ابتدا یک مدل ریاضی برای تحلیل پایداری سیستم ارایه می کنیم سپس با استفاده از آزمون های رصدی بر روی پارامترهای مدل قید های ایجاد می کنیم و جواب های اترکتوری را برای مدل مشخص می کنیم.سپس مدل را باآزمون های رصدی دیگر مانند داده های پارامتر هابل ، آزمون سرعت سوق،طیف جذبی کوازارها ‎آزمایش‎‎ می کنیم ‎بررسی‎‎ ها شتاب کنونی کیهان را توضیح می دهند

شواهدی وجود دارد که انبساط جهان را در جهت ناهمسانگردی نشان می دهد. اگر چنین محور کیهانی وجود داشته باشد‏، پس جهان دستخوش یک انبساط ناهمسانگرد است. در این پایان نامه‏، ما مدل تل پارالل انرژی تاریک که مبنی بر تل پارالل نسبیت عام است را در نظر می گیریم و به بررسی ناهمسانگردی جهان با استفاده از داده های ‎ ‎snia ,‎ ‎grb‎ ‎ می پردازیم.

در این پایان نامه ما به مطالعه ی امکان ناهمسانگردی در انبساط شتابدار عالم در گرانش ( f(t با استفاده از داده های ابر نو اختر توع یک (union2) و تابش انفجار گاما می پردازیم. ما یک مدل انرژی تاریک وابسته به جهت را باز سازی نموده ایم و بر روی جهت و بزرگی ناهمسانگردی قیدهایی را اعمال نموده ایم. ما بیشترین جهت و مقدار ناهمسانگردی را یافته ایم. همچنین اثرات چهار قطبی و هشت قطبی را هم در ناهمسانگردی مورد بررسی قرار داده ایم. باوجود این که مدل ناهمسانگردی از مدل همسانگردی انحراف زیادی نداشته، اما مدل ناهمسانگردی انطباق بیشتری با داده های رصدی دارد.

هیچ شاخه ای از علوم نمیتواند مدعی داشتن زمینه ای جالبتر از کیهان شناسی شود، زیرا کیهان شناسی علم مطالعه ی است، و تعریف عالم همه چیز را در بر میگیرد. طیف گسترده ای از مشاهدات در مقیاس بزرگ، اشاره به سمت تغییرات احتمالی در مدل استاندارد کیهانی می باشد که بر اساس یک جهان همگن و ایزوتروپیک همراه با یک ثابت کوچک کیهانی و ماده می باشد. این مشاهدات نیز به عنوان (ناهنجاریهای کیهانی) شناخته شده اند، با استفاده از داده های ابرنواخترهای union2 نوع ia، و داده های انفجار اشعه گاما، به تفصیل به تجزیه و تحلیل ناهمسانگردی ناشی ازدوقطبی انرژی تاریک در کیهان شناسی کملونی، پرداخته ایم.

شواهد قابل رویت از انبساط شتابدار جهان علاقه به بازسازی تاریخ انبساط را تشدید کرده است. یکی از روش هایی که در مطالعات سال های جاری برای بازسازی این تاریخ مورد توجه قرار گرفته، آزمون رانش زمانی انتقال به سرخ می باشد. اندازه گیری این رانش یک کاوش مستقیم در تاریخ انبساط فراهم می کند و پدیده جنگل لیمان آلفا به عنوان بهترین نامزد برای این آزمایش شناخته شده است.

استفاده از نیمه هادی های اکسیدفلزی، برای ساخت ادوات مختلف نظیر حسگر های گاز و سلول های خورشیدی، حائز اهمیت بوده و همواره مورد مطالعه واقع شده است. در این میان برای افزایش حساسیت حسگرها از روش های مختلفی مانند افزایش دمای سطح حسگر، افزودن ناخالصی و یا اضافه کردن لایه هایی از فلزات نجیب به نیمه هادی اکسیدی و به کار گیری ساختار های نانو، استفاده می شود. کار حاضر با هدف افزایش پاسخ و انتخاب پذیری حسگر گاز بر پایه اکسیدروی آلایش شده با آلومینیوم (azo) به گاز اتانول آغاز شد. بدین منظور ابتدا لایه های azo به روش کندوپاش بر روی زیر پایه های شیشه لایه نشانی شد ه، سپس از فلز نقره به عنوان الکترود استفاده می شود. در گام بعدی از فلزات مختلفی نظیر طلا و نقره به عنوان لایه های کاتالیزوری به منظور افزایش پاسخ حسگر به گاز اتانول با ضخامت nm15 لایه نشانی شد که برای بررسی ساختارهای سطحی و کریستالی لایه ها از آنالیز xrd، sem و afm استفاده شده است. برای بدست آوردن دمای کاری، حسگر های ساخته شده را در محدوده دمایی 150 تا °c 525 در معرض غلظت ثابت از گاز اتانول (ppm750) بررسی کرده که در نهایت دمای °c 410 ، دمای کاری مطلوب حسگرها می باشد. لایه کاتالیزوری طلا منجر به افزایش پاسخ حسگر azo/au نسبت به حسگرazo از 9/5 به 45 در دمای °c 410 به ppm 750 گاز اتانول شده است. این افزایش 62/7 برابری به دلیل نوع تجزیه گاز اتانول (هیدروژن زدایی) در حضور طلا می باشد سپس حسگرهای ساخته شده در تراکم های 10 تا ppm1500 از گاز اتانول قرار داده شدند و تغییرات مقاومت حسگرها مورد بررسی قرار گرفت. به منظور بررسی انتخاب پذیری، حسگرهای ساخته شده را در معرض ppm750 از گازهای استون، متانول، تولوئن، مونواکسیدکربن و دی اکسید کربن در دمای °c 410 قرار داده که نتایج نشان می دهد حسگر azo/au نسبت به حسگر azo و azo/ag انتخاب پذیر تر بوده که این انتخاب پذیری از نحوه تجزیه شدن اتانول در حضور طلا و تعداد الکترون هایی که پس از واکنش آزاد می کند ناشی می شود. تصاویر sem از لایه های azo، azo/au و azo/ag نشان می دهد که ساختار azo/au دارای تخلخل بیشتری نسبت به دو ساختار دیگر است از این رو بهبود پاسخ حسگر azo/au همراه با کاهش زمان بازیابی از240 به 20 ثانیه و افزایش زمان پاسخ از 60 به 100 ثانیه بوده است. همچنین جهت تجزیه و تحلیل نتایج، مورفولوژی سطح اکسید با لایه های طلا و نقره مورد بررسی قرار گرفت.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.