در این رساله به بررسی مدل گاز چاپلین به عنوان مدلی از انرژی تاریک برای توجیه شتابدار بودن کیهان می پردازیم. پارامترهای معادله ی حالت و شتاب را برای مدل های مختلف گاز چاپلین شامل مدل های گاز چاپلین استاندارد، تعمیم یافته و تعدیل یافته استخراج نموده و آنها را بازای پارامترهای مشاهداتی تفسیر می کنیم. همچنین رفتار فانتومی مدل پالی تروپ را به عنوان مدلی از انرژی تاریک که با ماده تاریک سرد در بر هم کنش است را بررسی می کنیم. در ادامه، قانون دوم ترمودینامیک را برای کیهان غیر تخت شامل مدل انرژی تاریک و ماده تاریک برای افق های کیهانی مختلف بررسی می کنیم. ما نشان می دهیم که قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته برای کیهان غیر تخت احاطه شده با افق ظاهری همواره برقرار است و به پارامتر حالت انرژی تاریک بستگی ندارد. نتایج این پژوهش بیانگر آن است که برای افق رویداد کیهانی، قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته فقط بازای بازه ی خاصی از پارامتر حالت مدل انرژی تاریک (نظیر گاز چاپلین و پالی تروپ) برقرار است. در پایان قانون دوم تعمیم یافته را در ترمودینامیک غیر تعادلی (بازگشت ناپذیر) برای عالم غیر تخت احاطه شده با افق ظاهری را بررسی می کنیم. بررسی مل نشان می دهد که در ترمودینامیک غیر تعادلی، قانون دوم تعمیم یافته در حال حاضر فقط بازای بازه ی خاصی از پارامتر انتقال انرژی بین انرژی تاریک و ماده تاریک برقرار است.

در این رساله مدل های انرژی تاریک ایجگرافیک را برای توجیه انبساط شتابدار کیهان بررسی می کنیم. پارامترهای معادله حالت و شتاب، معادله تحول و سرعت مربعی صوت را برای مدل های انرژی تاریک ایجگرافیک و ایجگرافیک جدید در کیهان شناسی استاندارد با گرانش انشتینی، استخراج نموده و این مدل ها به ازای پارامترهای مشاهداتی در حالت های برهم کنشی و غیربرهم کنشی، مطالعه می شوند. سپس نشان داده می شود که مدل های انرژی تاریک ایجگرافیک ناپایداری کلاسیکی دارند و همچنین مدل انرژی تاریک ایجگرافیک جدید می تواند مسأله انطباق کیهانی را حل کند. در ادامه مدل انرژی تاریک ایجگرافیک جدید را با در نظر گرفتن تصحیحات کوانتومی ( آنتروپی) در گرانش برانز- دیکی مطالعه می کنیم و پارامتر معادله حالت دینامیکی و پارامتر شتاب را به دست می آوریم و نشان داده خواهد شد وقتی انرژی تاریک ایجگرافیک جدید آنتروپی- تصحیح یافته برهم کنشی با میدان برانز دیکی ترکیب می شود گذار فانتومی در مقایسه با گرانش انشتینی آسان تر حاصل می شود. در نهایت مدل انرژی تاریک ایجگرافیک جدید آنتروپی- تصحیح یافته وشکسان برهم کنشی با ثابت گرانشی متغیر g در کیهان شناسی frw تعدیل یافته را بررسی خواهیم نمود.

در این رساله، به بررسی مدل میدان اسکالر تاخیون به عنوان یک مدل انرژی تاریک می پردازیم. همچنین، به مطالعه ی مدل شاره ی تاخیونی با شاره ی باروتروپیک در حالت بر هم کنشی و غیر بر هم کنشی پرداخته، پتانسیل و میدان اسکالر را برای یک فاکتور مقیاس خاص به دست می آوریم. در ادامه، مدل انرژی تاریک هولوگرافیک جدید تاخیونی را بررسی کرده و سپس به بررسی تناظر بین انرژی تاریک ایج گرافیک جدید بر هم کنشی و میدان اسکالر تاخیون در عالم غیر تخت می پردازیم. پتانسیل و میدان اسکالر را برای آن در اواخر عالم محاسبه می کنیم. دستورالعملی برای محاسبه ی پتانسیل و میدان اسکالر با هر فاکتور مقیاسی برای انرژی تاریک تاخیون بر هم کنشی با معادله ی فریدمان و فریدمان تصحیح شده به دست آورده، سپس برای فاکتور مقیاسa=t^n، پتانسیل، میدان اسکالر، پارامتر شتاب کاهنده و پارامتر معادله ی حالت را محاسبه می نماییم و مشاهده می شود که به ازای عالمی با3/2<n انبساط شتابدار تند شونده خواهیم داشت. در پایان با در نظر گرفتن تناظر بین میدان اسکالر تاخیون و انرژی های تاریک هولوگرافیک و ایج گرافیک جدید بر هم کنشی با وشکسانی و آنتروپی تصحیح یافته در حالتی با g متغیر و معادله ی فریدمان تصحیح یافته، پتانسیل و میدان اسکالر متناظر را برای هر یک به دست می آوریم.

اطلاعات بدست آمده از مشاهدات اخیر اختر فیزیک نشان میدهند که جهان دارای انبساط شتابدار است که ناشی از شکلی از ماده با فشار منفی می باشد که تحت عنوان انرژی تاریک شناخته شده است. در این رساله ابتدا مدل انرژی تاریک هولوگرافیک را در عالم غیرتخت فریدمان-رابرتسون-والکر توصیف می کنیم سپس پارامتر حالت را برای مدل انرژی تاریک هولوگرافیک در حالت غیر تخت بدست می آوریم.همچنین با به کار بردن یک طول قطع جدید به عنوان مقیاس طول عالم مدل جدیدی از انرژی هولوگرافیک را مطالعه نموده و سپس به بررسی تناظر این مدل جدید با مدل میدانهای اسکالر با مقایسه پارامتر حالت و چگالی انرژی این مدلها با مدل جدید انرژی هولوگرافیک می پردازیم.

در این رساله به بررسی ترمودینامیک کیهان شتابدار در حضور انرژی تاریک در گرانش انشتینی می پردازیم. در ابتدا به بررسی قانون اول ترمودینامیک در عالم انرژی تاریک تخت که توسط افق ظاهری و افق رویداد احاطه شده است می پردازیم و صحت و یا عدم بر قراری قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته را در افق های مذکور مورد بررسی قرار می دهیم. بعلاوه به بررسی برقراری قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته در افق ظاهری و افق رویداد عالم فریدمان-رابرتسون-والکر غیر تخت، مستقل از مدل انرژی تاریک، می پردازیم. در ادامه به کمک رابطه ی آنتروپی تصحیح شده ی کوانتومی شامل تصحیحات لگاریتمی، رابطه ی افق ظاهری آنتروپی-تصحیح شده را در ترمودینامیک غیر تعادلی انرژی تاریک استخراج خواهیم کرد. سپس صحت قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته را در عالم فریدمان-رابرتسون-والکر تعدیل یافته ی غیر تخت که شامل انرژی تاریک وشکسان بر هم کنشی با ماده تاریک و تابش است با رابطه ی آنتروپی-سطح تصحیح شده شامل تصحیحات لگاریتمی و توانی (هر کدام به طور جداگانه) بررسی می کنیم. نتایج این پژوهش بیانگر آن است که قوانین اول و دوم ترمودینامیک تعمیم یافته با تعاریف معمول از آنتروپی و دما در افق رویداد کیهانی برقرار نیست در حالیکه در افق ظاهری برقرار است. بعلاوه خواهیم دید که در عالم غیر تختی که شامل انرژی تاریک وشکسان بر هم کنشی با ماده تاریک و تابش است و توسط افق ظاهری احاطه شده است، قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته با رابطه ی آنتروپی تصحیح شده ی لگاریتمی و توانی می تواند تحت شرایط خاصی بر قرار باشد.

جذب تشدید امواج مغناطوهیدرودینامیک در لوله های شار مغناطیسی استوانه ای تراکم ناپذیر در حضور پیچش مغناطیسی و لایه بندی چگالی، بررسی می شود. فرض می کنیم که در لایه ناهمگنی، تغییرات چگالی به صورت خطی باشد. با استفاده از فرمول اتصال، رابطه پاشندگی را برای امواج به دست آورده و به صورت عددی حل می کنیم. به این ترتیب فرکانس ها و میرایی وجه پایه و اولین وجه برانگیخته امواج کینکی و شیاری را به دست می آوریم. نتیجه می شود که با افزایش پیچش مغناطیسی، فرکانس ها، میرایی و نسبت فرکانس به میرایی افزایش می یابند. نسبت دوره تناوب وجه پایه به اولین وجه برانگیخته امواج سطحی کینکی و شیاری در حضور پیچش مغناطیسی کمتر از دو به دست می آید. برای مثال برای وجوه کینکی، پیچش های مغناطیسی و منجر به دو مقدار برای دوره تناوب ها می شوند که با مشاهدات همخوانی دارند. علاوه براین، برای امواج حجمی کینکی پایه، پهنای باند فرکانسی با افزایش پیچش مغناطیسی، افزایش می یابد. همچنین نوسانات با عدم تقارن محوری را در یک لوله شار مغناطیسی باریک تراکم پذیر استوانه ای شکل با بتای صفر که در آن یک هسته پیچشی مغناطیسی احاطه شده و هردو در یک محیط با میدان مغناطیسی طولی قرار گرفته اند، بررسی می کنیم. معادله پاشندگی را استخراج نموده و از حل عددی آن، فرکانس های امواج کینکی و شیاری را به دست می آوریم. برای امواج کینکی، به ازای مقادیر پیچش و در ناحیه پوسته، نسبت دوره تناوب های به دست آمده با مشاهدات تجربی همخوانی دارد. همچنین تاثیر پیچش مغناطیسی ناحیه داخل لوله بر وجوه شیاری بررسی می شود. سرانجام، اثرات لایه بندی چگالی و متغیر بودن سطح مقطع لوله شار مغناطیسی بر نوسانات آلفن پیچشی را مطالعه می کنیم. فرکانس ها، نسبت دوره تناوب وجه پایه به اولین وجه برانگیخته و ویژه توابع امواج آلفن پیچشی را به دست می آوریم. نتایج عددی نشان می دهند که لایه بندی چگالی و متغیر بودن سطح مقطع لوله شار مغناطیسی، اثرات متضادی روی خواص نوسانی امواج آلفن پیچشی دارند.

مشاهدات رصدی نشان می دهند که در حال حاضر، کیهان در فاز انبساط شتابدار قرار دارد. برای توصیف شتاب کیهانی مولفه ناشناخته ای به نام انرژی تاریک با فشار منفی معرفی شده است. در این پایان نامه با استفاده از داده های رصدی ابرنواخترهای نوع ia، تابش زمینه کیهانی، نوسانات آکوستیکی باریونی، کسر جرم گاز خوشه های کهکشانی و پارامتر هابل، قیدهای رصدی بر روی پارامترهای مدل ثابت کیهان شناسی با ماده تاریک سرد را به دست می آوریم. مدل مذکور یکی از موفق ترین مدل هایی است که در عین سادگی ، تطابق بسیار خوبی با مشاهدات رصدی دارد. هر چند دارای مشکلاتی چون تنظیم ظریف و تطابق کیهانی می باشد. حال ما با استفاده از تابع درست نمایی می توانیم بهترین پارامترهای مدل را با کمینه کردن تابع مناسب به دست آوریم. در ادامه ما با استفاده از داده های رصدی نوع (ابرنواخترهای نوع cmb ،ia و bao)، پارامترهای مدل انرژی تاریک ایجگرافیک جدید و مدل هولوگرافیک را هم استخراج می کنیم.

اخیرا مشاهدات رصدی نشان می دهد که در حال حاضر، کیهان در فاز انبساط شتابدار قرار دارد. این شتاب کیهانی می تواند ناشی از انرژی تاریک - یک شکل جدید و ناشناخته از ماده با فشار منفی - نباشد، بلکه ناشی از یک تصحیح گرانشی باشد که در مقیاسهای بزرگ ظاهر می شود. اضافه کردن یک تابع غیر خطی از اسکالر ریچی ،r،به کنش هیلبرت - اینشتین می تواند منجر به شتاب حال حاضر برای دسته وسیعی از توابع f(r)شود. در این رساله به بررسی ترمودینامیک کیهان شتابدار در گرانش اصلاح شده(f(r می پردازیم. یک رابطه کلی برای بررسی قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته در کیهان فریدمان - رابرتسون - واکر به دست می آوریم. سپس یک مدل خاص در نظر می گیریم و با به دست آوردن ضریب مقیاس در حالت های مختلف برای این مدل، اعتبار قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته را برای آن بررسی می کنیم و شرایطی را که در آن این قانون بر قرار است به دست می آوریم.همچنین این قانون را برای مدل های دیگری که می توانند از پس از پس قیدهایی که از آزمون های کیهانی و منظومه شمسی نشأت می گیرند بر آیند، نظیر مدل های هو - ساویسکی، استاروبینسکی، نمایی و شوجیکاوا بررسی می کنیم و برای این مدل ها دو دسته ضریب مقیاس را که برای عالم های فانتومی و کویینتسنس تعریف شده اند، پیشنهاد می کنیم. سپس صحت قانون دوم ترمودینامیک تعمیم یافته را برای مدل های مذکور بررسی می کنیم.

در این پایان نامه مدل انرژی تاریک شبح را برای انبساط شتابدار کیهان بررسی می کنیم. پارامترهای معادله حالت وکندشوندگی را برای مدل انرژی تاریک شبح وشبح اصلاح شده در کیهان شناسی استاندارد با گرانش انیشتینی در جهان غیر تخت در حضور برهم کنش با ماده تاریک استخراج می کنیم. بین مدل انرژی تاریک شبح وگازچاپلین و مدل انرژی تاریک شبح اصلاح شده و مدلهای میدان اسکالر تناظر برقرار می کنیم. سپس میدان اسکالر وپتانسیل آن ها را بدست می آوریم. در نهایت گرانش هوراوا-لیفشیتز را معرفی می کنیم و مدل انرژی تاریک شبح را در این گرانش مورد مطالعه قرار می دهیم.

در این پایان نامه، با استفاده از معادلات میدان در گرانش ‎f(r)‎، به مطالعه انبساط شتابدار کیهان و تحول عالم می‎‎پردازیم. روشی را استفاده می‎کنیم که با آن می‎‎توان، گرانش ‎f(r)‎ معادل با یک معادله حالت انرژی تاریک را برای یک ضریب مقیاس معلوم، پیدا نموده و سپس با استفاده از این نتیجه، پارامتر معادله حالت را تعیین می‎کنیم. بر این اساس، مدل‎‎های گاز پالی‎‎تروپ، گاز چاپلین استاندارد، چاپلین تعمیم یافته، چاپلین اصلاح شده، چاپلین اصلاح شده متغیر، هولوگرافیک، هولوگرافیک آنتروپی اصلاح شده، ایج‎‎گرافیک جدید، ایج‎‎گرافیک جدید آنتروپی اصلاح شده، هولوگرافیک آنتروپی تصحیح شده توانی و ایج‎‎گرافیک جدید آنتروپی تصحیح شده توانی را در چارچوب گرانش ‎f(r)‎ مطالعه می‎‎نمایم. مطابق با روش بیان شده، مدل‎‎های گرانش ‎f(r)‎ متناظر با مدل‎های انرژی تاریک فوق را در عالم frlw‎ تخت به ازای دو نوع ضریب مقیاس ‎a = a_0(t_s‎ -‎t)^{-h}‎ و ‎a = a_0 t^h‎ به دست می‎‎آوریم. همچنین، پارامتر معادله حالت گرانش ‎f(r)‎ متناظر با هر مدل را نیز، تعیین می‎‎کنیم. در ادامه به مطالعه اعتبار قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک ‎gsl‎ در چارچوب گرانش f(r)، می‎‎پردازیم. برای یک مدل معتبر نظیر f(r) = r-alpha r‎ + ‎eta r اعتبار ‎gsl را در دو رژیم، شامل تورم اولیه و شتاب نهایی کیهان، بررسی می‎‎کنیم. در نهایت، به ازای یک گرانش (f(r‎ داده شده، برای عالم ‎frlw‎ یک روش عددی برای حل معادلات تحولی گرانش ‎f(r)‎ ارائه می‎‎کنیم، که با آن پارامتر‎‎های مشاهداتی را تعیین می‎‎کنیم. سپس اعتبار ‎gsl‎ را برای مدل‎‎های ‎f(r)‎ معتبری نظیر استاروبینسکی، هو-ساویکی، نمایی، شوجی‎کاوا و میراندا مورد مطالعه می‎دهیم. نتایج عددی ما نشان می‎دهند که ‎gsl برای این مدل‎ها در محدوده قرمز‎‎گرایی ‎z>-0.81‎ برقرار است.

در این پایان نامه، مدل گاز پالی تروپ را به عنوان تصویری یک پارچه از ماده تاریک و انرژی تاریک بررسی خواهیم کرد. با استفاده از آخرین داده های مشاهداتی از ابرنواخترهای نوع ia نوسان صوتی باریونی، تابش زمینه ی ریزموج کیهانی و داده های مشاهداتی هابل، پارامترهای این مدل را تخمین می زنیم. در سطوح اطمینان 68.3%و 95.4%، مقادیر بهینه ی پارامترهای مدل را به دست می آوریم.با استفاده از این مقدارها، رفتار تحولی پارامتر معادله حالت مدل گاز پالی تروپ و انرژی تاریک، پارامتر شتاب کاهنده و پارامترهای چگالی ماده و انرژی تاریک را به دست می آوریم. نتیجه می گیریم که در این مدل کیهان از یک دوره ی اولیه ی ماده غالب آغاز شده و به عالم دوسیته در آینده گذار می کند. هم چنین انبساط شتاب دار کیهان در z=0.74 آغاز می شود. علاوه بر آن در مدل گاز پالی تروپ برخلاف مدل ثابت کیهان شناسی با ماده تاریک سرد مشکل انطباق کیهانی به طور طبیعی برطرف می شود. هم چنین در چارچوب نظریه ی گرانش اصلاح شده ی f(t)مدل f(t متناظر با انرژی تاریک شبح را بررسی می کنیم.با استفاده از آخرین داده های مشاهداتی مقدار بهینه پارامترمدل را تخمین می زنیم. علاوه بر آن دو مدل f(t دیگر را بررسی می کنیم. بررسی تحول پارامتر معادله حالت موثر انرژی تاریک نشان می دهد که در هر دو مدل تنها با استفاده از داده های ابر نواختر نوع ia می توان گذار فانتوم را مشاهده کرد، در حالی که استفاده از مجموعه ی کامل داده های رصدی منجر به رفتار کوینتسنس گونه می شود.

در این پایان نامه، ترمودینامیک کیهان شتابدار توصیف شده با انرژی تاریک یا گرانش اصلاح شده را مطالعه می کنیم. نخست در چارچوب گرانش اینشتین اعتبار قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک گرانشی روی افق ظاهری دینامیکی در یک کیهان frw غیر تخت را بررسی می کنبم. نشان می دهیم برای این مدل پارامتر معادله حالت می تواند از مرز فانتوم عبور کند. برای مدل مذکور تحت تعادل حراارتی با دمای هاوکینگ قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک در سرتاسر تاریخچه کیهان برقرار است. دوم در چارچوب گرانش آنتروپی تصحیح شده قانون توانی معادله فریدمان متناظر با رابطه آنتروپی سطح که ناشی از در هم تنیدگی میدان های کوانتومی در داخل و خارج افق می باشد را به دست می آوریم. سوم اعتبار قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک گرانشی را در چارچوب گرانش (f(t بررسی می کنیم. فرض می کنیم که مرز کیهان با افق هابل محصور شده باشد. برای دو مدل (f(t پارامترهای معادله حالت موثر و شتاب کاهنده را محاسبه می کنیم. با استفاده از تحلیل کیهان نگاری ارزشمند بودن دو مدل را تحقیق می کنیم. اعتبار قانون دوم تعمیم یافته را بررسی می کنیم. چهارم مدل های متناظر با نسخه های اصلی و آنتروپی تصحیح شده مدل های انر‍ی تاریک هولوگرافیک و ایجگرافیک جدید را استعراج می کنیم. پنجم یک مدل (f(t متناظر با سناریوی انر‍ی تاریک شبح را استخراج و تحول زمانی اسکالر پیچش و پارامتر معادله حالت و پارامتر شتاب کاهنده را به دست می آوریم. قانون دوم تعمیم یافته ترمودینامیک را برای مدل مذکور بررسی می نماییم.

در این پایان نامه، در محدوده مفهوم گرانش اسکالر-تانسور، قانون دوم تعمیم یافته ی ترمودینامیک گرانشی را بررسی می کنیم. کنش معمول نظریه گرانش اسکالر-تانسور را به حالتی که یک جفت شدگی غیرکمینه بین میدان اسکالر و میدان ماده، وجود دارد (مانند میدان کاملون)، تعمیم می دهیم. سپس، معادلات میدان گرانشی و میدان اسکالر حاکم را استخراج می کنیم. برای یک کیهان frw فقط شامل ماده معمولی، معادلات فریدمان تعمیم یافته و نیز معادله تحول میدان اسکالر را به دست می آوریم. بعلاوه، فرض می کنیم، مرز کیهان با افق ظاهری دینامیکی محصور شده، که در تعادل گرمایی با دمای هاوکینگ است. یک عبارت کلی برای قانون دوم تعمیم یافته ی ترمودینامیک به دست می آوریم که اعتبار آن وابسته به مدل گرانش اسکالر-تانسور است. برای چند مدل معتبر اسکالر-تانسور، ابتدا رفتار تحولی چگالی ماده، ضریب مقیاس، پارامتر هابل میدان اسکالر، پارامتر شتاب کاهنده و همچنین پارامتر معادله حالت (eos) موثر را به دست می آوریم. در بیشتر مدل ها، پارامتر شتاب کاهنده، همان طور که انتظار می رود، یک رژیم دوسیته را در زمان آینده دور، نتیجه می دهند. همچنین پارامتر معادله حالت موثر در زمان آینده دور، مانند مدل cdm? رفتار می کند. در نهایت، اعتبار قانون دوم تعمیم یافته را برای مدل های انتخاب شده بررسی می کنیم.

نظریه کیهان¬شناسی با وجود موفقیت¬هایش داری مشکلاتی از جمله: مشکل تخت بودن، مشکل افق و مشکل فراوانی تک-قطبی¬های مغناطیسی است..با وجود تورم مشکلات کیهان شناسی استاندارد حل می¬شود.از سال 1980 مدل¬های مختلف تورمی معرفی شدند. اولین مدل نیمه واقع بینانه از نوع تورم توسط آلکسی استاروبینسکی پیشنهاد شد. اولین مدل تورمی ساده¬تر با انگیزه¬های فیزیکی روشن¬تر توسط آلن گات معرفی شد که به نام تورم قدیم شناخته شده است آندره لینده در سال 1982 مدل تورم جدید را بیان کرد.. لینده در سال 1983 مدل تورم آشوبناک را ارئه کرد. در این مدل چون میدان اسکالری در عالم اولیه می¬تواند مقادیر دلخواهی داشته باشد، نام آشوبناک را برای این مدل انتخاب کرده¬اند. در فصل سوم مدل میدان اسکالر کوینتسنس در چارچوب مدل¬های تورم گرم و سرد بررسی شده است. ابتدا طیف اختلالات مدل کوینتسنس برای تورم سردبدست آمد. سپس طیف اختلالات مدل کوینتسنس برای تورم گرم محاسبه شد.در فصل چهارم مدل میدان اسکالر تاخیون در تورم گرم مورد بررسی قرار گرفت. در ادامه، اختلال¬های اسکالری و تانسوری در این مدل معرفی شدند. در فصل پنجم این پایان نامه، مدل تورم گرم میدان اسکالر کوینتسنس با پتانسیل هیگز را در رژیم اتلاف بالا با ضریب اتلاف ثابت بررسی کردیم. رفتار تحولی میدان تابش و میدان اینفلیتون را در تقریب غلتش آهسته و همچنین در یک روش عددی که نشان دهنده نتایج دقیق است بدست آوردیم. با مقایسه دو روش، پی بردیم که نتایج تقریبا یکسانی دارند. همچنین چگالی انرژی میدان تورمی و میدان تابش، تحولات ضریب مقیاس، پارامتر هابل و پارامتر شتاب کاهنده را بدست آوردیم.

در این پایان نامه، مدل های تورمی سرد و گرم را در چارچوب میدان های اسکالر کوینتسنس و تاخیون بررسی می کنیم.به این منظور، برای پتانسیل های تورمی مختلف شامل توانی، نمایی، هیگز، کلمن-واینبرگ و r^2، پارامتر های مشاهداتی شامل شاخص طیفی اسکالری (n_s) و نسبت تانسور به اسکالر (r) رابه دست می آوریم. سپس نمودارهای r بر حسب n_s را برای مدل های تورمی سرد و گرم در چارچوب میدان های اسکالر کوینتسنس و تاخیون استخراج می کنیم. در ادامه، پیش بینی مدل های نظری بررسی شده را با نتایج مشاهداتی پلانک 2013 و بایسپ2 مقایسه می کنیم و با استفاده از آن، پتانسیل های تورمی سازگار با مشاهدات را پیدا می کنیم.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

از زمان کشف دمای میلیون کلوینی تاج خورشید حدود 66 سال می گذرد. محققین پیوسته در جستجوی دلایل ممکن برای وجود چنین دمایی در تاج خورشید بوده اند. از جمله نظریه های موجود برای حل این مساله، میرایی امواج مغناطوهیدرودینامیکی می باشد که در سالهای اخیر پس از کشف وجود این امواج در تاج خورشید، بسیار مورد توجه قرار گرفته است. در این تحقیق میرایی امواج آلفن به وسیل? اختلاط فاز برای یک تیغ? شار مغناطیده تحت شرایط تاج مورد بررسی قرار می گیرد. محاسبات عددی ما نشان می دهند که آهنگ های اتلاف بدست آمده، با مشاهدات تریس در توافق خوبی به سر می برند.