تحلیل منحنی نوری یک سیستم سیاره-ستاره بیشترین اطلاعات را در مورد ویژگی های فیزیکی آن سیستم در اختیار ما قرار می دهد. با تحلیل منحنی نوری سیارات فرا خورشیدی می توان شعاع ستاره میزبان، شعاع سیاره، زاویه میل ، دما و خروج از مرکز مدار را تعیین کرد. به کمک بررسی منحنی های نوری یک سیستم که در زمان های مختلف بدست آمده اند، همچنین می توان از حضور سیارات دیگر در آن سیستم و نیز وجود قمر در سیاره مورد مطالعه نیز اطلاعاتی بدست آورد. زاویه میل که از تحلیل منحنی نوری بدست می آید در تعیین جرم سیاره و ستاره، که با تحلیل منحنی سرعت شعاعی فقط می توان کمینه مقدار آنها را بدست آورد یک پارامتر اساسی محسوب می شود. در این پایان نامه، ابتدا منحنی نوری یک سیستم سیاره- ستاره را شبیه سازی کرده و سپس تأثیر هر یک از عوامل فیزیکی را بر منحنی نوری در مورد این سیستم ها به تفکیک بررسی کرده ایم. در مرحله بعد پارامترهای فیزیکی از جمله شعاع ستاره، شعاع سیاره و زاویه میل را با روش آنالیز فوریه در سیستم های سیاره- ستاره بدست آوردیم. این محاسبات ابتدا بدون در نظر گرفتن اثر تاریکی لبه و سپس با در نظر گرفتن این اثر انجام شده است.در مرحله سوم با منظور کردن اثر باز تابش در محاسبات آنالیز فوریه تأثیر این پدیده در مقادیر شعاع ستاره وسیاره در سیستم های ogle-tr-113 و wasp-3 مورد بررسی قرار گرفته است. در مرحله نهایی با تحلیل گرفت دوم در ناحیه فرو سرخ دمای سیاره را برای سیستم های مورد مطالعه را بدست آورده ایم. محاسبه خطای پارامتر های محاسبه شده و مقایسه نتایج با کارهای پیشین بخش آخر این پایان نامه می باشد

چکیده: متغیرهای گرفتی در مطالعه گستره وسیعی از مسائل در اخترفیزیک ستاره ای ، آزمایشگاههای بسیار مناسبی می باشند. این ستارگان اتلاف کشندی، انتقال یا اتلافِ تکانه زاویه ای و تحول ستاره ای را از خود به نمایش می گذارند. بوضوح می توان گفت که مزیت مطالعه آنها بسیار فراتر از تعیین جرم و شعاع ستاره می باشد. این مزیت از واقعیتی ناشی می شود که می توان اندازه گیریهای دقیق روی این سیستمها انجام داد. اندازه گیری دقیق زمان گرفتها، تغییرات پریود مداری از مرتبه 5- 10 تا 6- 10 آشکار می کند زیرا انحراف از اِفِمِری مفروض را می توان برای بیشتر این سیستمها و طی دهه ها ثبت کرد. چنین داده های رصدی ثبت شده نتایج جالب توجهی را نشان می دهند: سیستمهایی که تغییرات پریود مداری آنها متناوب می باشد غالب اند(مدولاسیون پریود مداری). مقیاس زمانی دهه ای و فقدان نظم تناوبی مدولاسیون پریود مداری ایجاب می کند که فعالیت مغناطیسی در این سیستمها وجود داشته باشد. حضور ناحیه همرفتی در این ستارگان می تواند سبب ایجاد دیناموی مغناطیسی و بالعکس شود. مدولاسیون پریود مداری تنها در سیستمهایی اتفاق می افتد که دارای اجزای دیناموی مغناطیسی باشند. میدان مغناطیسی خورشید و دیگرستارگان نتیجه وجود دیناموی مغناطیسی در ناحیه همرفتی یا مرز بین ناحیه همرفتی و هسته تابشی است. فعالیت مغناطیسی از اثر متقابل بین دوران دیفرانسیلی و همرفتی ناشی می شود. مدولاسیون پریود مداری ابزار توانمندی جهت مطالعه فعالیت مغناطیسی ستاره می باشد زیرا مکانیزمی که تغییرات پریود را تولید می کند به مقدار میدان مغناطیسی زیر سطحی بستگی دارد. دامنه رصدی و دوره تناوب مدولاسیون پریود مداری برای تعیین شدت متوسط میدان زیرسطحی ستاره بکار می رود. این اندازه گیریها(شدت میدانهای زیر سطحی) که به هیچ روش دیگری قابل حصول نیست می تواند قیود مهمی روی مدلهای دیناموی فعالیت مغناطیسی اعمال کند. سیستمهای دوتائی کوتاه پریود rs cvn ، به زیر گروهی از دوتایی های گرفتی rs cvn اطلاق می شود که دوره تناوب مداری آنها کمتر از یک روز باشد، همدمها جدا از هم بوده وهمدم گرمتر یک ستاره نوع طیفی g یا f از کلاس v یا iv باشد که روی رشته اصلی یا بالای آن قرار گیرد و خطوط نشری قوی h و k ، ca ii (قویتر از نشر عادی h و kستارگان منفرد نوع طیفی سرد) روی یک یا هر دو همدم آنها بخصوص در خارج از گرفت، در طیف آنها دیده شود. در این پایاننامه بررسی داده های نورسنجی تعدادی از ستارگان دوتایی گرفتی کوتاه پریود rs cvn به منظور تعیین تغییرات پریود، تغییرات تابندگی، تغییرات رنگ و غیره مرد توجه قرار گرفت و به علل تغییرات دوره تناوب و وابستگی احتمالی آنها به تغییرات تابندگی و تغییرات رنگ هر یک از سیستمها پرداختیم و با استفاده از نظریات موجود و اعمال مدلهای نظری شناخته شده،علل تغییرات پریود (فعالیتهای کروموسفری،نظریه applegate ، انتقال جرم، حضور جسم سوم و ...) مشخص شد. در مواردی که عامل تغییرات به فعالیت مغناطیسی همدم فعال سیستم نسبت داده شده است، مکان نواحی فعالیتهای مغناطیسی در سطح ستاره فعال تعیین گردید. علت انتخاب این سیستمهاخصوصیات جالب توجه ورفتار پیچیده و به روز بودن مسئله ،نیز توجه غالب محققان به رفتار این سیستمها بوده است. گزینه های مناسب برای مطالعه شرح زیر انتخاب شدند. sv cam,rt and,cg cyg,xy uma,wy cnc,er vul,bh vir,uv psc,bx and

با پرتاب ماهواره کپلر به فضا که هدف آن یافتن سیارات فرا خورشیدی بویژه سیارات زمین گون می باشد تعداد زیادی از این سیارات کشف شده اند . هنگام عبور سیاره از مقابل ستاره میزبان ، نور ستاره کاهش یافته و پس از اتمام عبور نور آن دوباره به مقدار اول باز میگردد. از بررسی این تغییرات نوری می توان مشخصات هندسی و فیزیکی سیاره و ستاره را تعیین کرد . اما با توجه به اینکه قسمتی از نور ستاره بطرف سیاره تابیده و کسری از آن توسط سیاره منعکس می شود بنابراین تغییرات نوری فوق را تحت تاثیر قرار می دهد و بنابراین مشخصات هندسی و فیزیکی بدست آمده را نیز متاثر می سازد . هدف این پروژه بررسی تاثیر نور بازتابشی از سیاره بر روی مشخصات هندسی و فیزیکی سیارات فرا خورشیدی است .

یکی از مسائل مهم در اخترفیزیک و کیهان¬شناسی، نحوه تشکیل ساختار¬های بزرگ¬مقیاس مثل کهکشان¬ها و خوشه¬های کهکشانی می¬باشد. در این نوع ساختار¬ها، ماده تاریک سرد می¬تواند بعنوان یکی از مؤلفه¬های تشکیل¬دهنده در نظر گرفته شود (مدل استاندارد cdm) و یا تشکیل ساختار می¬تواند بدون نیاز به ماده تاریک، در رژیم دینامیک نیوتنی تغییر یافته (mond) مورد بررسی قرار گیرد.در این پایان¬نامه، تشکیل ساختار¬های کروی¬گون در رژیم موندی بررسی شده است. برای این کار در گام نخست، معادلات حاکم بر تحول ساختار بزرگ¬مقیاس کروی¬گون را در رژیم موندی بدست آورده¬ایم و سپس با حل عددی آنها برای یک ساختار کروی¬گون فرا¬چگال نسبت به زمینه و با جرم معین، تحول ساختار را تا رسیدن به حالت ویریاله پیگیری کرده¬ایم. نتایج این پژوهش نشان می¬دهد اولاً برعکس ساختار¬های کروی که تا رسیدن به شعاع صفر (تکینگی مرکزی) ویریاله نمی¬شوند، ساختار¬های کروی¬گون با رسیدن سرعت شعاعی به مقدار صفر و در شعاع¬های غیر صفر ویریاله می¬شوند. ثانیاً ویریاله شدن ساختار¬ها در رژیم موندی کروی¬گون، در انتقال به سرخ¬های بزرگتری اتفاق می¬افتد و بنابراین سن ساختار¬ها بیشتر از سن آن¬ها در حالت کروی می¬باشد. ضمناً تشکیل ساختار در رژیم موندی و در مدل استاندارد cdm در دو حالت کروی و کروی¬گون با هم مقایسه شده¬اند و نتایج این مقایسه حاکی از آن است که ساختار¬ها چه در مدل موند و چه در مدل استاندارد در حالت کروی¬گون نسبت به حالت کروی در انتقال به سرخ بزرگتری ویریاله می¬شوند، همچنین در مدل موند نسبت به مدل استاندارد cdm ساختار زودتر شکل می¬گیرد.

اغلب ستارگان در حال دوران هستند. دوران خورشید بیش ازچهار قرن است که با شواهد تجربی به اثبات رسیده است. دوران ستاره تقارن کروی را مختل می¬کند. این اختلال ساختار ستاره را تحت تاثیر قرار می¬دهد. در این پروژه تاثیر دوران بر ساختار داخلی ستارگان پلی¬ترپ بررسی شده است. نخست معادلات ساختاررا در حضور دوران برای یک ستاره پلی¬ترب نوشته¬ایم (ما اندیس پلی ترپ را3در نظر گرفته¬ایم) سپس آن را در صورت امکان با روش تحلیلی ودر غیر این صورت با روش عددی حل کرده¬ایم و با حالت تقارن کروی (بدون دوران)مقایسه کرده¬ایم. اما علاوه بر اینکه ستاره ها دوران می¬کنند دوران اغلب آنها دیفرانسیلی می¬باشد.خورشید در استوا سریعتر از قطبهایش دوران می¬کند به طوری که دوره دوران در استوا تقریبا 25 روز ودر قطبها 34 روز می¬باشد. بنابراین ما دوران ستاره های پلی¬ترپ را در دو حالت بررسی کرده¬ایم: دوران با سرعت زاویه ای ثابت : c=? دراین حالت ستاره را یک جسم صلب در نظر گرفته ایم که دوران یکنواخت دارد ومعادله لین-اِمدن (معادله ای که ساختار ستارگان پلی¬ترپ بدون دوران از حل آن به دست می¬آید) رادر حضور دوران حل کرده-ایم. دوران دیفرانسیلی: در این حالت فرمولهایی که تا به حال برای دوران دیفرانسیلی در نظر گرفته شده¬اند را بررسی کرده¬ایم وتطابق آنها را با فرمولهایی که از طریق رصدی به دست آمده¬اند مورد بحث قرار داده¬ایم.ما در این پروژه از فرمول ? =a+bs²+cs?استفاده کرده¬ایم.

نقشه برداری های انتقال به سرخ مساحی های نجومی در چند دهه اخیر نشان داده اند که اکثر کهکشانها در سیستم های مقیدی موسوم به گروهها و خوشه های کهکشانی جای دارند کهکشانها در گروهها و خوشه ها با یکدیگر برهمکنش داشته در اثر نیروهای کشندی بینشان تغییر شکل می دهند حتی باهم برخورد کرده و ادغام نیز می شوند. در یک کلام کهکشانها در این سیستم ها تشکیل، نابود و متحول می شوند. به لحاظ پایین بودن سرعت پخش کهکشانها در گروهها اثر اصطکاک دینامیکی در این سیستم ها بر کهکشانهای بزرگ بیشتر بوده و درنهایت منجر به ادغام این کهکشانها با یکدیگر و به خصوص با کهکشان مرکزی می گردد حاصل این ادغام ها تشکیل کهکشانی غول و پرنور بیضوی در مرکز گروهها و کاهش تعداد کهکشانهای پر نور در گروهها می باشد به گروههایی که با یک کهکشان غول مرکزی تسخیر شده اند وبه اندازه کافی دارای تابش گسترده اشعه ایکس هستند و یک اختلاف قدر از مرتبه 2 یا بزرگتر بین دو عضو درخشان اشان دارند فسیل می گوییم. برای اولین بار، در این رساله مسئله و سناریو ادغام کهکشانها و اثر آن بر تابع درخشندگی کهکشانها در گروههای فسیل و غیر فسیل را بررسی می کنیم. برای این منظور تحول تابع درخشندگی گروههای کهکشانی فسیل و غیر فسیل را در شبیه سازی کیهانی ملنیوم از انتقال به سرخ صفر تا انتقال به سرخ یک بررسی نمودیم. این مطالعه نشان می دهد که تابع درخشندگی گروههای فسیلی یک تحول عمده ای را از z=0.5 تا به امروز نشان می دهند. به طوری که ما شاهد کاهش جمعیت کهکشانهای پر نور و جابه جایی پارامتر m* به سمت ناحیه کم نور تابع درخشندگی هستیم این درحالی است که شیب ناحیه کم نور تغییرات معنی داری را نشان نمی دهند. نتایج ما حاکی از ادغام کهکشانهای پر نور در گروههای فسیل در حدود 4.5 میلیارد سال اخیر از سن عالم می باشد. تا به امروز چند ده گروه فسیلی شناخته شده اند و مسئله شناخت این سیستم ها همواره با چالش روبرو بوده در این رساله سعی می شود ابتدا این گروهها را با استفاده از ویژگیهایی اپتیکی که دارند در کاتالوگ ها و مساحی ها به عنوان کاندید فسیل شناسایی کرده سپس با رصد این سیستم ها در باند نوری و اشعه ایکس به شناسایی قطعی آنها پرداخته می شود. برای این منظور چهار گروه کهکشانی فسیل از کاتالوگ اک 2004 در مساحی 2df grs به عنوان کاندیدهای گروه فسیل انتخاب شده و با تلسکوپ فضایی اشعه ایکس چاندرا و تلسکوپ زمینی 2.5 متری در لاسیا شیلی رصد شدند با مطالعه تابع درخشندگی کهکشانها در این گروهها و بررسی تابش اشعه ایکس آنها ، دو گروه به عنوان فسیل شناسایی شدند اما در دو گروه دیگر کهکشان مرکزی با کمک تصاویر رصد شده با تفکیک بالا به عنوان کهکشان غول بیضوی تشخیص داده نشدند و این گروهها به عنوان گروه عادی یا نرمال شناخته شدند. مطالعات نشان می دهند که اختلاف قدر بین کهکشان مرکزی و دومین کهکشان پر نور در گروههای کهکشانی دارای اهمیت فیزیکی بوده و به ادغام کهکشانها در گروهها وابسته است قبلا این کمیت برای گروهها تا انتقال به سرخ پایین z≤0.2 مطالعه شده است. در این رساله ابتدا با استفاده از داد ه های اشعه ایکس تلسکوپ فضاییxmm نیوتن و داده ها و تصاویر نوری مساحی cfhtls به کمک روش توالی سرخ با دو رنگ به شناسایی گروههای کهکشانی در مساحی فوق الذکر پرداخته و با ارایه یک کاتالوگ جدید از گروه های کهکشانی ، برای اولین بار به مطالعه تحول اختلاف قدرکهکشانهای پر نور، فراوانی گروهها، درخشندگی کهکشان مرکزی و جرم ستاره ای کهکشان مرکزی در مدلها ی تشکیل و تحول کهکشانی بر پایه شبیه سازی ملنیوم( گوو 2010 ، باور 2006 و دلوشیا و بلیزوت 2007) در یک بازه انتقال به سرخ 0.04< z< 1.10 پرداختیم. از نتایج این کار می توان به شناسایی 45 گروه با انتقال به سرخ اسپکتروسکپی،23 گروه کاندید فسیل و تحول شدید عرض از مبدا رابطه بین درخشندگی کهکشان مرکزی و پارامتر اختلاف قدر بین دو کهکشان پرنور درگروههای شناسایی شده در مقایسه با مدل ها، مطابقت چگالی عددی گروهها رصدی با مدل ها در z≤0.3 اشاره کرد. در این مطالعه نشان دادیم که مدل نیمه تحلیلی جدید گوو و همکارانش (2011) دارای بهترین انطباق با رصد می باشد.

یکی از مسائل مهم در اختر فیزیک، تشکیل ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی مانند کهکشان ها و خوشه های کهکشانی است. با توجه به اینکه طبق شواهد رصدی، جهان در ابتدا همگن و همسانگرد بوده است، می توان گفت که در آغاز کیهان، به دلیل نواسانات کوچک کوانتومی، ناهمگنی های کوچکی در چگالی عالم ایجاد شده است. این ناهمگنی ها تحت تأثیر نیروی گرانشی رشد کرده و ساختارهای بزرگ مقیاس را تشکیل داده است.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

شراره روز باستیل شراره بزرگ و مهمی است که در 14 جولای 2000 بوقوع پیوسته است و موضوع مطالعه پایان نامه حاضر می باشد . این پدیده برای فهم رابطه فیزیکی مابین شدت نور خورشید و توزیع میدان مغناطیسی حائز اهمیت است . تحولات زمانی در نظر گرفته شده در این شراره بزرگ نوع دو نواری و مشخصات ساختار ارتباط مجدد مغناطیسی ، هدف اصلی این کار است. ما از یک برنامه شبیه سازی و روش پردازش تصویری با در نظر گرفتن کمیات فیزیکی استفاده نموده ایم.در این فرآیند ، تغییرات انرژی مغناطیسی به انرژیهای جنبشی و حرارتی پلاسما ( آهنگ رهایی انرژی مغناطیسی ) ، سرعتهای ورودی و خروجی پلاسما در صفحه جریان و شدت نور بدست آمده اند.

ستاره دوتایی گرفتی ‏‎ak her‎‏ در طول پنج شب در نیمه دوم شهریور ماه سال 1380 خورشیدی برابر با سال 2001 میلادی در رصدخانه خواجه نصیرالدین طوسی دانشگاه تبریز نورسنجی شده است. برای این منظور از یک تلسکوپ بازتابی کاسگرین‏‎f/11‎‏ با آئینه ای به قطر ‏‎40cm‎‏ که دارای رتیکول منور، دیافراگم با روزنه های مختلف ، فیلترهای مختلف ‏‎v,b,u‎‏ و یک فتوکاتد با لوله تضریب کننده ‏‏‎rca 1p21‎‏ است، استفاده شده است. از آنجایی که منحنی های نوری بدست آمده برای این سیستم با فیلترهای ‏‎v,b,u‎‏ دارای اثراکانل هستند لذا این اثر بررسی شده است.همچنین ارتباط اثر اکانل با تغییر پریود سیستم مورد مطالعه قرار گرفته است که برای فیلتر ‏‎b‎‏ وجود ارتباط قویتری را نشان می دهد. با توجه به وجود تغییر پریود در این سیستم ، تغییرات پریود سیستم مورد مطالعه قرار گرفته است و نشان می دهد که پریود این سیستم افزایش یافته است . میزان افزایش پریود در هر دوره محاسبه شد.نهایتا نتیجه گرفته شد که این سیستم یک دوتایی فوق تماسی است.