در این پایان نامه ارتعاشات آزاد یک صفحه به شکل قطاع دایروی که خصوصیات مکانیکی آن در ضخامت متغیر است، مورد بررسی قرارخواهد گرقت. تیوری صفحه بکار برده شده در این بررسی، یک تیوری مرتبه بالا است که بمنظور افزایش دقت جواب ها نسبت به حالت صفحه کلاسیک یا مرتبه اول بکار برده شده است. این تیوری امکان مدلسازی تغییرات کرنش های عرضی درجه دوم در جهت ضخامت را به ما می دهد. رابطه بین تنش و کرنش بر اساس قانون هوگ سه بعدی در نظر گرفته شده است و با استفاده از آن، پس از تشکیل ترم های انرژی های پتانسیل و جنبشی، روش ریتز مورد استفاده قرار گرفته است و میاله مقدار ویژه بدست آمده برای بدست آوردن فرکانس های طبیعی و شکل مودها حل شده است. شرایط مرزی اعمال ترکیبی از شرایط مرزی آزاد و ساده و گیردار در چهار ضلع قطاع می باشد. در نهایت یک مدل ساده برای بیش بینی خواص ارتعاشی قطاع fg با استفاده از نتایج صفحه همگن ارایه شده است.

در این پایان نامه ماده تاریک در نظریه های همدیس مورد بررسی قرار می گیرد. این نظریه بیان می کند که با توجه به محاسبات ماده ای به نام ماده تاریک و بالطبع مشکلات ناشی از آن وجود ندارد.‏ براساس آنچه از نظریه استاندارد کیهان شناسی داریم بیش از نیمی از جرم کهکشان ها از ماده تاریک تشکیل شده است اما نظریه همدیس بیان می دارد که ماده تاریک وجود ندارد.‎ در فصل اول این پایان نامه مروری بر نسبیت عام داشتیم‏، سپس در فصل دوم نظریه های همدیس و ناوردا بودن کنش را تحت تبدیلات همدیس بررسی کردیم.‎ در فصل سوم ماده تاریک را و کاندیداهای ماده تاریک را معرفی کردیم و مشکلات ناشی از وجود این نظریه را بررسی کردیم ودر نهایت در آخرین فصل متریکی برای یک سیاهچاله چرخان در نظر گرفته و نشان دادیم با توجه به پتانسل به دست آمده از این متریک نیازی به تعریف ماده تاریک برای همسانی درخشش ظاهری و درخششی که از محاسبات بر حسب چرخش ستارگان به دست می آید وجود ندارد.

چکیده مدل کیهان شناسی استاندارد که بر اساس دینامیک نسبیتی و فرضهای دیگری مانند همگنی و همسانگردی و همچنین انبساط عالم بنا شده است موفقیت های چشمگیری در توضیح عالم قابل مشاهده فعلی به دست آورده است. از سوی دیگر چند مسئله اساسی در مدل استاندارد وجود دارد که با در نظر گرفتن فرضهای اولیه، قابل حل نیستند. مسئله افق، تخت بودن عالم، و تک قطبی مغناطیسی از مهمترین این مسائل هستند. همچنین در عالم قابل مشاهده امروز در ابعاد مختلف ساختارهای متفاوتی را می بینیم که هر مدل موفق کیهان شناسی باید بتواند نحوه تشکیل این ساختارها را از یک عالم اولیه همگن توصیف کند. موفق ترین نظریه ای که هم قادر به پاسخ به نارسایی های مدل استاندارد است و هم یک مدل سازگار تشکیل ساختار را ارائه می دهد نظریه تورم است که در دهه 80 میلادی با کارهای آلن گوت و آندره لینده آغاز شد. این مدل بر اساس یک دوره نسبتا کوتاه انبساط نمایی در عالم بلافاصله پس از مهبانگ بنا شده که ناشی از تحول زمانی یک یا چند میدان اسکالر(اینفلاتون) در این دوره است. تورم با تقریب بسیار خوب طیف توان مشاهده شده از تابش زمینه کیهانی را توجیه میکند. با وجود اینکه مدلهای تورمی مختلف همگی دارای مبنای فیزیکی یکسان هستند اما از مدل تورم آشوبناک با یک میدان اینفلاتون در پتانسیل مجذوری شروع و به مدلهای با تعداد میدان بیشتر و پتانسیل های پیچیده تر می رسد. این مدلهای مختلف منجر به نتایج متفاوتی در محاسبات دوران تورم و در نتیجه قیدهای رصدی متفاوت برای عالم پس از تورم می شوند. در این پایان نامه پس از معرفی مدل استاندارد, عناصر آن و مدل های مختلف کیهان شناسی, نظریه ی تورمی را به همراه مدل های مختلف آن بررسی می کنیم سپس ازبین مدل های تورمی مختلف , به مدل هایبرید می پردازیم که شامل یک میدان اینفلاتون و یک میدان آبشاری است که اولی مسئول ایجاد دوران تورم و دومی مسئول خاتمه آن است

در این پایان نامه چگالی کل عالم را برای یک واکنش نوترالینو-نوترالینو و تبدیل آن به ماده باریونی از طریق محاسبه میانگین گرمایی سطح مقطع واکنش در سرعت بدست می آوریم و سطح مقطع را نیز می توان با استفاده از قواعد فاینمن که در مدل استاندارد بیان شده اند، بدست آورد. با استفاده از محاسبات coannihilation میانگین سطح مقطع گرمایی در سرعت بدست می آید و با استفاده از محاسبات محاسبات استاندارد، چگالی کل عالم را محاسبه می کنیم. سرانجام با توجه به نتایج بدست آمده از طریق نظری و مقایسه آن با مقادیر تجربی و میزان هماهنگی آنها می توان پی برد که آیا ذره انتخاب شده کاندیدای مناسبی برای ماده تاریک محسوب می شود یا خیر.

سناریو جدید کیهانشناسی، توصیف اولین دوره زمانی عالم را به چالش کشیده است؛ دوره ای که با مدل های قبلی قابل دسترسی نیست. تورم کیهانی‎‎، فرضیه ای که بنابر آن، جهان اولیه یک انبساط بسیار سریع را تجربه می‎‎ کند، که الگویی مورد پسند در کیهانشناسی مدرن است. منشأ میدان های مغناطیسی ناشناخته اند و سناریوهای بسیاری برای توضیح آن پیشنهاد شده است‏، اگرچه میدان های مغناطیسی می توانند به عنوان شرایط اولیه ی جهان در نظر گرفته شوند‏، اما تئوری هایی نیز وجود دارند که در آن ها بذرهای میدان توسط فرآیندهای فیزیکی پس از مهبانگ تولید می شوند. سناریوهایی که چنین کاری را انجام می دهند به دو بخش تقسیم می شوند: 1. فرآیندهایی که منشأ نجومی دارند. 2. فرآیندهایی که مربوط به جهان اولیه هستند. در‎‎ این رساله‏، ما به مطالعه ی تولید میدان های مغناطیسی در مقیاس های بزرگ با استفاده از شکستن ناوردایی همدیس پرداخته ایم.

در این پایان¬نامه ابتدا به بررسی مدل استاندارد کیهان¬شناسی و اجزای آن می¬پردازیم. برای این کار باید متریک فریدمان-رابرتسون-واکر بررسی شود و خصوصیات آن مورد مطالعه قرار گیرد. سپس توضیح مختصری از تابش زمینه کیهانی و ناهمسانگردی می¬دهیم در پایان این قسمت طیف توان افت و خیزهای تابش زمینه کیهانی را ملاحظات نظری به¬دست می¬آوریم. قسمت بعدی به بررسی شواهد رصدی در جهت وجود ناهمسانگردی دو و چند قطبی در داده های بدست آمده از رصدهای مختلف اختصاص دارد. بعد از این مدلهای نظری توجیه کننده وجود ناهمسانگردی در تابش زمینه کیهانی را مطالعه می¬کنیم و نتایج بدست آمده را با داده¬های رصدی مقایسه می¬کنیم.

در این پایان نامه مروری می شود بر کشف انبساط شتابدار با رصد ابرنواخترها و انرژی تاریک که کاندیدای توجیه انبساط شتابدار شد. ابرنواخترهای نوع اول شمع استاندارد هستند به همین دلیل با رصد ابرنواخترها و اندازه گیری فاصله درخشندگی آنها می توان چگالی ماده و انرژی تاریک را به دست آورد و با رسم نمودار قدر بر حسب انتقال به سرخ انبساط شتابدار عالم را توجیه کرد. برای انرژی تاریک مدلهای مختلفی ارائه می شود، از جمله می توان به ثابت کیهان شناسی و مدلهای دینامیکی اشاره کرد. همچنین در این پایان نامه به مدل گرانش تعمیم یافته نیز اشاره شده است که قصد تغییر گرانش اینشتینی و جایگزینی آن با نظریه ای کلی تر را دارد. همه مدلهای ارائه شده مشکلاتی را به همراه دارند و این موضوع سبب شده که هنوز انرژی تاریک به صورت یک معمای حل نشده باقی بماند تا جایی که عده ای معتقدند که انرژی تاریک وجود ندارد. به همین منظور با راه اندازی پروژه هایی همچون snap و euclid سعی در کشف ماهیت انرژی تاریک دارند.

یک نیم¬فلزات در یک کانال اسپینی (اغلب اکثریت) فلز و در کانال اسپینی دیگر (اغلب اقلیت) نیم¬رسانا هستند و به¬دلیل قطبش اسپینی 100% در سطح فرمی در قطعات تزریق اسپین و اسپینترونیک بسیار مفید هستند. از جمله¬ی نیم¬فلزات آلیاژهای هویسلر هستند که به دو دسته تقسیم می¬شوند: آلیاژهای نیم¬هویسلر و آلیاژهای هویسلر کامل. آلیاژهای هویسلر کامل دارای ساختار l2_1 و ترکیب استوکیومتری x_2 yz هستند که x و y از عناصر واسطه و z از گروه ??? و?v یا v جدول تناوبی است. در این پایان¬نامه به بررسی خواص ساختاری، الکترونی و مغناطیسی آلیاژهای هویسلر کامل ?ru_(2-x) fe_x crsi (0?x?2) پرداخته می¬شود. محاسبات بر پایه اصول اولیه و با استفاده از نظریه¬ی تابعی چگالی (fp-lapw) و با به¬کارگیری کد محاسباتی wien2k و تقریب شیب تعمیم¬¬یافته (gga)انجام شده است. در این پژوهش مشخص شده که با افزایش غلظت ناخالصیfe، پارامتر شبکه کاهش یافته و قطبش اسپینی افزایش می¬یابد. همچنین محاسبات خاصیت نیم¬فلزی را در این ترکیبات تأیید می¬کند. گشتاور مغناطیسی کل این ترکیبات برابر 2??b به¬دست آمد و از قانون اسلیتر- پائولی پیروی می¬کند. با بررسی اثر فشار بر میزان گاف انرژی و خاصیت نیم¬فلزی نتیجه می¬شود که در فشار مثبت گاف این ترکیبات افزایش می¬یابد و در فشار منفی گاف کاهش می¬یابد.

در این پایان نامه همبستگی ضربی بین اثر زکس-ولف تجمعی و تباین چگالی عددی کهکشان ها را محاسبه کرده و با داده های رصدی مقایسه می کنیم.

در چند دهه اخیر، مساحیهای انتقال بسرخ نجومی مانند و ، آشکار کردهاند که در کیهان مجاور و همچنین در فاصلههای بسیار دور، توزیع کهکشانها بصورت یکنواخت نیست و کسر قابل توجهی از آنها درون ساختارهای گرانشی بسیار عظیمی مانند گروهها و خوشههای کهکشانی قرار گرفته اند. با توجه به اینکه، تحول و تشکیل عمده کهکشانها، در گروهها و خوشههای کهکشانی اتفاق میافتد، مطالعه و شناسایی کهکشانها، درون چنین ساختارهایی از اهمیت ویژهای برخوردار است.. تاکنون در عالم، گروههای زیادی با تحولهای متفاوت رصد شده است. امروزه یکی از مسائل اساسی در کیهانشناسی پی بردن به شکلگیری کهکشانهای بیضوی مرکزی درگروهها و ارتباط آنها با تحول سیستمهایی است که در آن قرار دارند. در این مطالعه با یافتن دو نمونه از انواع گروهها یعنی فسیل و کنترل ، ویژگیهای فیزیکیِ کهکشانِ درخشانِ مرکزیِ این دو گروه را با هم مقایسه نمودیم.

مدل ‎acdm به عنوان مدل پذیرفته شده ی کیهان شناسی به توفیقات متعددی نظیر توجیه تابش پس زمینه ی کیهانی و نظریه ی هسته زایی مهبانگ دست یافته است. در این میان ماهیت ماده ی تاریک به عنوان یکی از مولفه های اصلی عالم که حدود یک چهارم انرژی کل آن را به خود اختصاص می دهد همچنان ناشناخته مانده است. رفتار این مولفه با آزمایش هایی نظیر تابش پس زمینه ی کیهانی توسط نتایج ماهواره های پلانک و wmap، همچنین نتایج آزمایشاتی چون همگرایی گرانشی و جنگل لیمن - آلفا در مقیاس های بزرگ (بزرگ تر از 10 مگاپارسک) مقید شده است. این در حالی است که از رفتار ماده ی تاریک در مقیاس های کوچک (کوچک تر از 10 مگاپارسک) اطلاعات کمتری در دست است. ‎ در این پایان نامه سعی شده است که با مطالعه ی اثر تجمعی زکس - وولف در غالب آزمایش های رصدی نظیر اثر شپیرو و اثر دوپلر بر روی بازه ی زمانی تپش تپ اخترها و همچنین همگرایی گرانشی ضعیف اختروش ها بر روی طیف توان ماده ی تاریک در مقیاس های کوچک قیدهای رصدی اعمال نمود.

چکیده ندارد.

موضوع اصلی تحقیق این رساله بررسی اثر وجود یک ثابت کیهانشناختی ‏‎(a)‎‏ غیرصفر به طور کلی و خصوصا بر روی جواب کر ‏‎(kerr)‎‏ به عنوان فضا - زمان با تقارن محوری به انضمام بررسی حالات غیرایستا در همین مورد است. این پایان نامه شامل سه فصل است. در فصل او ضمن معرفی موضوع، به عنوان سرآغاز بحث درآمدی تاریخی به مسئله ثابت کیهانشاختی مطرح می گردد. همچنین مشاهدات اخیر توسط پرلموتر و همکاران ‏‎[1-6]‎‏ از ابرنواخترهای نوع ‏‎ia‎‏ به عنوان زمینه اجیای بحث ثابت کیهانشناختی ارائه می شود. فصل دوم اختصاص به این موضوع دارد که با توجه به مطالب فصل اول، در صورت فرض وجود یک ثابت کیهانشناختی مثبت، جواب خلا یک فضای دوسیتر تخت خواهد بود که برای توصیف این فضا دو مختصات معادل وجود دارد؛ اولی منر به متریکی از نوع رابرتسون - واکر می شود و دومی یک متریک ایستا از نوع شوارتزشیلد می دهد. ضمن بررسی منحنی های قدر بر حسب انتقال به سرخ برای نتایج تجربی جدید دیده میشود که اولین متریک ازدو نوع بالا تایید میشود. این بدین معنی است که می توانیم احتمال وجود یک جواب غیر ایستا را در نظر بگیریم. در فصل سوم نخست روشهای به دست آوردن جوابهای با تقارن کروی و محوری (جوابهای شوارتزشیلد و کر) برای معادله اینشتین مطرح و در هر دو مورد شکلهای رایج این جوابها حل شده است. در مرحله بعد با پذیرفتن شرایط ناشی از نتایج تجربی جدید جواب کر با فرض وجود ‏‎a‎‏ غیرصفر را بررسی می نمائیم. این بررسی با استفاده از روشهای محاسباتی قسمت اول این فصل انجام می گیرد.