در این پایان نامه ابتدا آشنایی مقدماتی با ماده تاریک، شواهد وجود آن و همچنین نامزدها و راه های آشکارسازی آن پیدا خواهیم کرد و سپس در فصل دوم مروری کوتاه بر اصطلاحات و مفاهیم پایه کیهان شناسی خواهیم داشت. در فصل سوم سعی شده است تا موضوع تشکیل ساختار های بزرگ مقیاس در کیهان با فرض وجود ماده تاریک آینه ای به تفصیل مورد تحلیل قرار گیرد. برای این منظور پس از بررسی اثر اضافه شدن مولفه آینه ای به کیهان، در دوره های کلیدی کیهان، تحول پارامترهای موثر در تشکیل ساختارها (طول و جرم جینز، سرعت صوت و جرم سیلک) در این دوره ها مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفته است. در پایان و با مقایسه نتایج بدست آمده از نظریه ماده تاریک آینه ای با دیگر نظریات استاندارد ماده تاریک، می توان مشاهده کرد که نظریه ماده تاریک آینه ای به بهترین شکل ممکن، تشکیل ساختارهایی در مقیاس کهکشان ها را در کیهان توجیه می کند.

چکیده کسر بزرگی از ستارگان آسمان را ستارگان دوتایی تشکیل می دهند. فراوانی دوتایی ها دلیل بر اهمیت رصد و مطالعه ی آنهاست ضمن اینکه به کمک قوانین فیزیکی ، رصد و حل منحنی نوری دوتایی ها به خصوصیات مهم ستاره مثل جرم، شعاع، چگالی، دمای سطحی، تابندگی و آهنگ چرخش دست می یابیم. در این پایان نامه داده های نورسنجی سیستم های دوتایی 583254+223949 savs و 715717+194132 savs برای اولین بار بر اساس داده های نورسنجی انجام شده در پایگاه خودکار savs مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرد. این پایان نامه در چهار فصل تنظیم شده است. فصل اول مقدمه ای بر سیستم های دوتایی است و به بررسی انواع این سیستم ها و ساختار تحولی مولفه ها پرداخته است. در فصل دوم مفاهیم و عوامل موثر در تغییرات نور رسیده از سیستم های دوتایی و تحلیل منحنی نوری را مورد بررسی قرار داده و در انتهای فصل دو برنامه persea ، فوبه و ویلسون-دوینی را که جهت حل منحنی نوری بکار برده ایم را معرفی می کنیم. در فصل سوم ابتدا به معرفی پایگاه savs(semi-automatic variability search) خواهیم پرداخت. این پایگاه در سال 1996 میلادی در دانشگاه نیکولاس کوپرنیک کشور لهستان شروع به کار کرد. در این پایگاه داده های مربوط به نورسنجی (فوتوالکتریک) با تلسکوپ نیمه اتوماتیکی که مجهز به عدسی mc apo telezenitar_m135/2.8 ودوربین ccd نوعsbig st-7xe است، جمع آوری می شوند. در ادامه فصل به کمک داده های حاصل از پایگاه savs به آنالیز منحنی نوری سیستم 583254+223949 savs پرداخته و با کمک برنامه های phoebe و ویلسون-دوینی (2003) منحنی نوری نظری را ساخته و پارامترهای نسبی را تعیین می کنیم. نتایج نشان می دهند که سیستم دوتایی 583254+223949 savs با پریود مداری 09209/3 روز یک سیستم جدا از هم می باشد. در فصل آخر نیز به آنالیز سیستم دوتایی گرفتی 715717+194132 savs به کمک برنامه -phoebe و برنامه ویلسون-دوینی (2003) می پردازیم. نتایج نشان داد که سیستم دوتایی فوق با پریود مداری 67047/1 روز یک سیستم نیمه جدا است.

در این رساله داده های نور سنجی دو سیستم دوتایی 200942+135313 savs و 335511+225630 savs بر اساس داده های نور سنجی موجود در سایت پایگاه savs در رصد خانه دانشگاه نیکلاس کوپرنیک کشور لهستان در صافی v جانسون با استفاده از نرم افزارهای فوبه، ویلسون – دوینی برای اولین بار مورد تجزیه و تحلیل قرارگرفته و پارامترهای فیزیکی و هندسی نسبی این سیستم ها بدست آمده اند. نتایج این بررسی با توجه به پارامترهای بدست آمده نشان می دهد سیستم دوتایی 200942+135313 savs از نوع تماسی بوده و نسبت جرمی آن 393/0می باشد ورابطه افمری زیر را برای سیستم 200942+135313 savs بصورت زیر بدست آوردیم: hjd=2452788.42371+0.53158×e ±0.00017 ±0.000021 همچنین سیستم دوتایی 335511+225630 savs نیز همانند سیستم قبل مورد بررسی قرارگرفت که با توجه به پارامترهای بدست آمده ومنحنی نوری برازش شده نتیجه می گیریم سیستم فوق از نوع تماسی بوده و نسبت جرمی آن 281/0 می باشد و دمای مولفه اول این سیستم با توجه به پارامتر شاخص رنگ این سیستم دوتایی 6000 در نظر گرفتیم. همچنین رابطه افمری زیر را برای سیستم 335511+225630 savs بصورت زیر بدست آمد: hjd=2452533.81230+0.419195×e ±0.00023 ±0.000031

در این پژوهش ستاره دوتایی گرفتی gm dra در سه صافی v ، b ، r در رصدخانه ی دکتر مجتهدی دانشگاه بیرجند نورسنجی شده است. با استفاده از نرم افزار فوبه داده ها مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفت و پارامترهای فیزیکی و هندسی این سیستم بدست آمده است. بعد از رسم منحنی نوری، مشخص شد که در منحنی نوری این سیستم یک عدم تقارن وجود دارد. یعنی ارتفاع ماکزیمم های اولیه و ثانویه یکسان نیست و این می تواند نشانه ای از وجود لکه بر سطح یکی از مولفه ها باشد. در مقاله های قبلی نیز برای این سیستم لکه در نظر گرفته شده بود. در نهایت پارامترهای هندسی و فیزیکی این سیستم را تعیین و رفتار سیستم دوتایی را بررسی کردیم. این سیستم یک دوتایی فوق تماسی از نوع ew بوده و در سطح ستاره اولیه لکه وجود دارد. همچنین تغییرات دوره تناوب این سیستم بررسی شده است، که نشان می دهد پریود سیستم در حال کاهش می باشد. با توجه به نتایج تغییرات دوره تناوب رابطه جدیدی برای افمری این سیستم گزارش می کنیم. ?hjd?_mini=2456597.13546(45)+0^d.3387391(2)×e

چکیده: هدف این رساله آشنایی با یک بسته نرم افزاری جهت شبیه سازی تشکیل ساختار کیهان و سپس تعدیل این برنامه جهت منظور کردن وجود ماده تاریک آینه ای در آن می باشد. از این رو در ابتدا مروری مقدماتی بر نظریات کیهان شناسی داشته و سپس مضامین اصلی و اثرات ماده تاریک و نامزدهای مختلف آن بررسی می شود. در ادامه به معرفی مفهومی ماده آینه ای و دلایل و شواهد حضور آن پرداخته خواهد شد. سپس بسته نرم افزاری cosmics به تفکیک زیر برنامه های آن معرفی و توضیح داده می شود در خاتمه تغییرات لازمی که باید در کد و برنامه فوق جهت ویرایش آن ایجاد شود (البته نه به صورت کامل بلکه تا حدی که توانسته ایم)، معرفی شده است و نتایج این رساله آورده خواهد شد.

بعضی از رهیافت های مهم به گرانش کوانتمی پیشنهاد می کنند که یک طول کمینه قابل اندازه گیری باید وجود داشته باشد. بر مبنای این نتیجه انتظار می رود که اصل عدم قطعیت (مکان و تکانه) در مکانیک کوانتمی به گونه ای تصیح شود که ?x هیچ گاه از یک مقدار کمینه، کمتر نشود. در اینجا ما با فرض بر قراری اتحاد ژاکوبی با دقتی از مرتبه دوم تکانه، صورت متفاوتی از اصل عدم قطعیت تعمیم یافته را پیشنهاد می-کنیم. سپس به منظور مقایسه آن با صورت های پیشنهادی دیگر، اثر اختلالی آن را بر ترازهای انرژی مسئله نوسانگر هماهنگ ساده و مسئله ذره در جعبه مطالعه خواهیم کرد.

دانش ما از خصوصیات ستاره ها اغلب مبتنی بر نتایجی است که از مطالعه سیستم های دوتایی به ویژه دوتایی های نزدیک بدست می آید. در این راستا برای بدست آوردن پارامترهای فیزیکی و هندسی و درک وضعیت تحولی آنها داده های نوری و طیفی آنها مورد بررسی، تجزیه و تحلیل قرار می گیرند. از این رو در رساله موجود داده های رصدی مربوط به نورسنجی دو سیستم دوتایی گرفتی xx cep و sz her مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفته اند. نورسنجی این دو سیستم به ترتیب طی 13 شب بین سالهای 2012-2011 م. و طی10 شب از ماه ژوئن تا اکتبر 2012 م. با استفاده از تلسکوپ 16 اینچ مجهز به ccd از نوع apogee u47 در رصدخانه دانشگاه اژه کشور ترکیه و تلسکوپ 14 اینچ اشمیت –کاسگرین مجهز به ccd از نوع st7-xe در رصدخانه دکتر مجتهدی دانشگاه بیرجند انجام گرفته است. این داده ها در صافی های استاندارد بسل تهیه شده و برای استخراج داده ها از نرم افزار (digiphot/apphot) iraf استفاده شده است. منحنی های نوری با استفاده از نرم افزار فوبه و ویلسون-دوینی تحلیل شده و پارامترهای نورسنجی آن بدست آمدند. در این تحقیق چون سیستم xx cep از نوع دوتایی طیف سنجی تک خطی است و با توجه به اینکه تاکنون طیف سنجی سیستم sz her انجام نگرفته است، برای تخمین مقادیر مطلق این دو سیستم از نتایج نورسنجی و جداول کوکس و تورِس 2000م. استفاده شده است. پارامترهای فیزیکی حاصل برای سیستم sz her برابر با m_1= 1/56m_، m_2= 0/77m، r_1= 1/61r_ r_2= 1/55r_ و برای سیستم xx cep برابر با m_1= 1/92m_، m_2= 0/36m_ r_1= 2/08r_ و r_2= 2/39r_ بدست آمدند. به علاوه نوسانات نوع دلتا اسکوتی برای سیستم xx cep با فرکانسی برابر با 31/77 (c/d) آشکارسازی شده در حالی که این نوع نوسانات در مورد سیستم sz her مشاهده نشده است. در این تحقیق علاوه بر ارائه چند زمان کمینه گرفت برای هر دو سیستم، با استفاده از زمان های کمینه گرفتی که منجمان دیگر اعلام کرده اند منحنی های( o-c ) مربوط به آنها رسم گردیده و با تحلیل آنها آهنگ انتقال جرم از مولفه ثانویه به اولیه هر کدام از سیستم های دوتاییxx cep و sz her به ترتیب برابر با dm/dt= -1/2(3)× 10^(-9) m_/yr وdm/dt= +2/62(3)× 10^(-9) m_/yr تعیین شده اند. هم چنین با نسبت دادن تغییرات تناوبی این منحنی ها به اثرات نور – زمان، پارامتر های هندسی حاصل از ترکیب دو حرکت تناوبی مجزا حاصل از اجسام سوم و چهارم و مقدار کمینه جرم آنها برای هر دو سیستم محاسبه شده اند.

حد نیوتونی معادلات شار نسبیتی حاکم بر پلاسمای رساننده و تقارن محور در اطراف یک جسم فشرده ی غیر چرخان همراه با معادلات ماکسول و قانون اهم استخراج شدند. به منظور حل این معادلات‏، روش خود-مشابه زمانی (در دو بعد) مورد استفاده قرار می گیرد. بخاطر در نظر گرفتن رسانندگی الکتریکی متناهی (با بُعد عکس زمان) که برای سادگی در کل قرص ثابت فرض شده است‏، معادلات بی بعد در فضای خود-مشابه تنها در صورتی قابل استخراج هستند که این کمیت به فرم توانی t-1/3با زمان شاخص بندی شود. سپس پارامتر بی بعد s0 به عنوان اندازه ی رسانندگی الکتریکی معرفی شده و در محاسبات وارد می گردد. در این الگو, پارامتر بی بعد s0 می تواند منطبق با پارامتر بی بعد ? در الگوی استاندارد ارائه شده به وسیله ی شاکورا-سانیاو (1973 م) برای یک قرص وشکسان‏، در نظر گرفته شود.

در فصل اول ابتدا تقارنهای cp,c,p را معرفی و نشان می دهیم که این تقارنها در برهم کنشهای ضعیف نقض می شوند. سپس سیستم کائونهای خنثی (k.-k.) را بطور کامل مورد بررسی قرار می دهیم و با پارامترهای نقض cp یعنی e و آشنا می شویم . در فصل دوم مدل استاندارد را بطور خلاصه مرور می کنیم. این مدل علیرغم موفقیتهای فراوان قادر به توضیح علت نقض پاریته نیست و برای نقض cp بایستی حداقل سه نسل کوارکی داشته باشیم. در فصل سوم مدل استاندارد را تعمیم داده و مدل تقارنی راست - چپ را براساس گروه پیمانه ای بنا می کنیم. در این مدل cp,p بعلت شکست خودبخودی تقارن نقض می شوند و پدیده نقض پاریته یک پدیده کم انرژی محسوب میشود و در انرژیهای بالا تقارن پاریته را خواهیم داشت . این مدل قادر است علت کوچک بودن جرم نوترینوها را توضیح دهد. در فصل چهارم پدیده نقض cp را در مدل تقارنی راست - چپ مورد بررسی قرار می دهیم . در اینجا با وجود تنها دو نسل کوارکی cp نقض می شود و بین نقض پاریته و نقض cp ارتباط وجود دارد. در خاتمه e , e را محاسبه و نتایج آنرا با مدل ابر ضعیف و مدل استاندارد مقایسه و پیش بینی مدل را ذکر می کنیم .