در کیهان شناسی، ماده تاریک ماده ای فرضی است که چون از خود نور گسیل یا بازتاب نمی کند و با تابش برهم کنشی ندارد، پس برای تمامی مقاصد نجومی تاریک است. اما از اثرات گرانشی ان می توان به وجود ان پی برد. طبق مشاهدات 73% از عالم از انرژی تاریک با ماهیت ناشناخته، 23% از نوع ماده تاریک غیر باریونی، 6/3%از نوع ماده تاریک باریونی و فقط حدود 4/0% از عالم از ستاره ها و گازهایی که در عالم قابل دیدن هستند تشکیل شده است. تا کنون فقط از اثرات گرانشی ماده تاریک غیر باریونی است که میتوان به وجود ان پی برد. یکی از مهمترین این اثرها در حرکت وضعی کهکشانها دیده میشود ،چرا که سرعت چرخشی ستاره ها در کهکشانها از رابطه ای که از قوانین کپلر انتظار داریم پیروی نمی کند. همچنین مشاهدات نشان میدهد که هر قدر کهکشان یا خو شه ها بزرگ تر باشد ، سهم ماده معمولی باریونی نیز بیشتر است. کهکشانها در نتیجه افت و خیزهای کوانتومی در جهان اولیه شکل گرفته اند. مشاهدات نشان میدهدکه افت و خیزهای چگالی کوچکتر از مقداری است که برای شکل گیری کهکشانها نیاز است،و تنها وقتی که حضور ماده تاریک را در نظر میگیریم ، این قید رصدی در موقع رشد ناهمگنی های چگالی ماده معمولی از بین میرود. با مشاهده منحنی چرخش در شعاع های بزرگ اطراف کهکشانهای مارپیچ میتوان به وجود هاله های ماده تاریک پی برد.و به طور مستقیم توزیع جرم کل را اندازه گیری کرد . اما منحنی دوران کهکشان راه شیری یک مدار کپلری نیست و دارای شکلی از چرخشی متفاوت است.که نشان میدهد بخش قابل ملاحظه ای از جرم آن در قسمت خارجی ان قرار دارد.چنانچه منحنی دوران کهکشانهای دیگر (با درخشش کم) برای به دست آوردن نمودار سرعت هاله را بررسی کنیم ،میبینیم که سرعت تقریبا به صورت خطی با شعاع صعود میکند. و بیشتر کهکشانهای درخشان سرعت دایره ای بالاتری دارند. چنانچه بخواهیم دینامیک هاله های ماده تاریک را بررسی کنیم ناگزیریم که درمورد چگالی آن بیشتر( ?(r بحث کنیم. جزئیات ساختار دینامیکی هاله ماده تاریک کروی از یک رابطه ?_ ? پیروی میکند. و چگالی جرم محلی تعیین شده از اندازه گیری های حرکات ستاره ای حدودا 0.1 m?/?pc?^(-3) است. در این پایان نامه ضمن بررسی توزیع چگالی و بررسی انتشار سرعت و منحنی دوران کهکشانهای مورد بحث و تاثیر حضور ماده تاریک در پارامتر های ساختار کهکشان، کاندیداهای ماده تاریک مثل :آگزیون ها، ذرات ابر تقارنی یا نوترینوها معرفی میشوند و مشخص میشود که باریونها سبب فشردگی اجزا ماده تاریک به سمت قسمت مرکزی هاله هستند.

شناسایی ماده تاریک یکی از مهم ترین سوالات در اخترفیزیک و فیزیک ذرات است. در گذشته، عمده ی کاندیداها، ذرات سرد و بدون برهم کنش بودند. پیشرفت های اخیر لیست بهترین کاندیداها و اثرهای ماده تاریک را به شدت توسعه داده است. این رساله با بحث در مورد شواهد گرانشی ماده تاریک، بدون در نظر گرفتن طبیعت ماده تاریک شروع می شود. سپس در فصل دوم در مورد کاندیداهای باریونی ماده تاریک و همچنین خصوصیات اصلی کاندیداهای ماده تاریک بحث می شود و خلاصه ای از مدل استاندارد فیزیک ذرات و مسائل و مشکلات بارز آن ارائه می گردد. در فصل سوم به ماده تاریک ویمپ، که بیش از همه کاندیداهای ماده تاریک مورد مطالعه است می پردازیم و سپس مکانیسم تولید، خصوصیات اصلی، کاندیداهای آن و نشانه هایی برای آشکارسازی مستقیم، غیرمستقیم و برخورد دهنده های ذرات مورد بحث قرار می گیرند. در فصل چهارم در مورد دیگر کاندیداهای ماده تاریک شامل ابرویمپ ها، گراویتینوهای سبک، ماده تاریک مخفی، نوترینوهای استریل و آکسیون ها و همچنین مکانیسم تولید و خصوصیات اصلی بحث می کنیم. در آینده نزدیک ممکن است آزمایش ها، کاندیداهای دیگری برای ماده تاریک کشف کنند و یا ممکن است تعدادی از این کاندیداها را حذف نمایند. پیشرفت ها ممکن است راه را برای همکاری های بی نظیری بین مطالعات بزرگ ترین و کوچک ترین مقیاس های طولی قابل مشاهده، باز کنند.

در این پایان نامه برای بررسی خواص آماری تهی جاها در ساختارهای بزرگ مقیاس خوشه های کهکشانی در سه بعد از تابع احتمال تهی جاها(vpf) استفاده شده است. این مطالعه بر روی داده های کاتالوگ maxbcg که زیر مجموعه ای از نقشه sdss است و در آن 13823 خوشه کهکشانی معرفی شده، انجام شده است. این خوشه ها از یک نمونه محدود به حجم در یک محدوده 0.5 مگاپارسک مکعبی از فضا و در مساحتی 7500 درجه مربعی از آسمان با انتقال به سرخ هایی در محدوده 0.1 تا 0.3 انتخاب شده اند. برای قابل استفاده شدن داده های خام نقشه برای یافتن تهی جاها و محاسبه vpf، تصحیحات مختلفی شامل برش داده،تبدیل بُعد و میل به طول و عرض و تبدیل انتقال به سرخ به فاصله در دستگاه مختصات همراه روی آنها انجام شده است. به منظور ارزیابی قابلیت تابع vpf در تشخیص ساختارهای بزرگ مقیاس نتایج به دست آمده در خوشه های کهکشانی با تابع احتمال تهی جا در توزیع های تصادفی که فاقد هر گونه ساختار هستند،مقایسه شده است. نتیجه مقایسه نشان می دهد که تابع vpf توان تشخیص ساختار بزرگ مقیاس را تا فواصل 20 مگاپارسک دارد که چندین برابر قطر بزرگ ترین خوشه-هاست. از این رو vpf که در این رساله اَلگوریتم محاسبه آن نیز معرفی شده است،روش آماری مناسبی برای مقایسه داده های رصدی و شبیه سازی های ساختار بزرگ مقیاس به شمار می رود.

کهکشان ها توده های عظیمی از ستاره ها، خوشه های ستاره ای، ابرهای گازی، ماده میان ستاره ای و ماده تاریک هستند که آجر های اصلی سازنده کیهان را تشکیل می دهند. شناخت ساختار و پایداری کهکشان ها در توصیف بزرگ مقیاس عالم نقش اساسی دارد. یکی از روش های تحلیل ساختار کهکشان ها حل معادله ی بدون برخورد بولتزمان و بدست آوردن تابع توزیع ستاره هاست[4]. کهکشان ها را با تقریب خوبی می توان سیستم های بدون برخورد در نظر گرفت و با استفاده از معادله-ی بدون برخورد بولتزمان و تئوری های جینز و انتخاب مقادیر انرژی و اندازه حرکت زاویه ای به عنوان ثابت های حرکت تابع توزیع مناسبی برایشان محاسبه کرد.در این پایان نامه تمامی معادلات از فضای فاز به فضای اندازه حرکت زاویه ای و انرژی برده شده است و پس از بدون بعد سازی آن ها و تبدیل سیستم های سه بعدی که مورد استفاده برای کهکشان های کروی است، به سیستم های دو بعدی که قابل استفاده برای قرص کهکشان مارپیچی است، تمامی روابط و انتگرال-گیری ها با برنامه نویسی در محیط متلب انجام شده و پس ازآن با استفاده از روش تکرار شونده لوسی- ریچاردسون همگرایی چگالی پیشنهادی با حدس های اولیه (بعنوان چگالی رصدی) بررسی، و از تابع توزیع و چگالی سطحی و پتانسیل مطرح شده توسط مستل، استفاده شد. که با روش لوسی-ریچاردسون همگرایی بین چگالی مستل و چگالی تغییر یافته (به عنوان چگالی رصدی) حاصل شد و به نظر می رسد که روش تکرار شونده لوسی-ریچاردسون برای همگرا کردن تابع توزیع رصدی و محاسباتی برای قرص کهکشان های مارپیچی روش مناسبی باشد.

کدر بودن جهان در زمانهای اولیه در واقع مانع از دیدن مستقیم آنسوی قرمزگرایی هایz??10?^3 می باشد. پس تنها ابزار رسیدگی به تاریخچه اولیه جهان استفاده از نتایج مربوط به فراوانی هسته های سبک و نیز مشاهدات تابش میکروموج زمینه کیهانی است. در سالهای اخیر با بررسی های انجام شده بر روی تابش میکروموج زمینه کیهانی توسط ماهواره ها، دانشمندان متوجه شدند که اختلالات دمایی درحدود 10 تا 100 میکروکلوین در تابش این میکروموجها در دو جهت متفاوت وجود دارد، که بنابر آن ?t/t??10?^(-5) است. از اینرو ما در این پایان نامه قصد داریم تا با مروری بر فرایندهای فیزیکی ای که تصور می شوند تولید کننده این اختلالات دمایی هستند، طیف توان زاویه ای تابش میکروموج زمینه کیهانی را مورد ارزیابی قرار دهیم.. بعنوان نمونه، با توجه به بستگی طیف توان زاویه ای تابش میکروموج زمینه کیهانی به پارامترهای کیهان شناسی، این امکان فراهم می شود تا با مقایسه طیف توانی نظری با طیف توانی مشاهده شده تابش زمینه، پارامترهای کیهان شناسی را تعیین کنیم.

انفجار پرتو گاما یا فوران پرتو گاما (به انگلیسی :gamma –ray bursts) به فوران ناگهانی و شدید پرتو گاما در اعماق کیهان گفته می شود، انفجارهایی که ازچند دهم ثانیه تا چند دقیقه به طول می انجامد و به طور اتفاقی در دهه 1960 توسط ماهواره های آمریکایی vela کشف شدند. فورانهای پرتو گاما از زمان گزارش کشف آنها توجه بسیاری از محققین را به خود جلب نموده اند چراکه آنها اطلاعاتی از دوه ای از تحول عالم را به ما می دهند که پیش از این هیچ شناخت مستقیمی ازآنها نداشته ایم ، دوره ای که از نظر شهودی "ارتباط گمشده" مابین تابش زمینه کیهان و ابرنواخترهای نوع ia را فراهم می آورد. به منظور بررسی و تحلیل این رخداد نجومی به وسیله داده های شهودی،891 فورانگر از داده های مأموریت فضاییswift در نظر گرفته شده است . اولین فورانگر در مورخ 17 دسامبر سال 2004 وآخرین فورانگر در مورخ 29 اگوست سال 2013 شناسایی شده است . این تحقیق به روش توصیفی– همبستگی بیان می نماید که از بعد آماری همبستگی میان برخی از ویژگی های فورانگرهای پرتو گاما وجود دارد، همبستگی هایی که برخی ازآنها در تحلیل های فیزیکی نیز کاربرد دارند. این تحلیل ها بیان می نمایند که توزیع انتقال به سرخ فورانگرهای پرتو گاما نرمال است .بیش از 75 درصد فورانگر ها تا انتقال به سرخ 3 مشاهده شده اند.نسبت مشاهده فورانگر های بلندمدت به کوتاه مدت تقریباً برابر 11 است و مخالف با داده های بدست آمده ازماهواره batse است . این انتظار وجود دارد که شاهد فورانگرهایی در انتقال به سرخ های بالاتر باشیم و لزوماً فورانگرهای مشاهده شده کم نور تر نیازی ندارند که بصورت کلی در انتقال به سرخ های بالاتر باشند

انواع تکینگی ها را برای فضا- زمان همگن و همسانگردی که با متریک فریدمن- روبرتسون - واکر توصیف می شود بررسی می کنیم. سپس به بررسی ویژگی تکینگی های آینده برای عالمی که انرژی تاریک از نوع فانتوم بر آن غالب است می پردازیم. نظریه گرانش (f(r به عنوان یک نظریه گرانش تصحیح یافته معرفی می شود که نسبیت عام اینشتین را تعمیم می دهد. قوانین اول و دوم ترمودینامیک برای افق ظاهری در این تئوری بررسی می گردند. افزون بر آن وجود تکینگی های آینده برای گرانش (f(r,t,r_?? t^?? ، برای دو مدل f=r+?r_?? t^?? و (f=r(1+?r_?? t^?? و معادله حالت با پارامتر ?=1/3 (تابش غالب بر عالم باشد) و پارامتر ?=-1 (انرژی تاریک غالب بر عالم باشد) بررسی می شود.

روش معمول اندازه گیری ثابت هابل در فاصله های نزدیک متکی به کالیبراسیون متغییرهای قیفاوسی است. که به کمک آن می توان فاصله کهکشان ها را تا حدود چند صد میلیون سال نوری اندازه گیری کرد. در این رساله ما با بررسی طیف ستاره های متغیر قیفاووسی رابطه ی دوره تناوب درخشندگی را در ناحیه فرو سرخ میانی طیف به دست می آوریم. در ناحیه فرو سرخ میانی طیف، پراگندگی نور در قرص کهکشان راه شیری بسیار کم است و به نظر می رسد تعداد بیشتری از متغیرهای قیفاووسی در کهکشان راه شیری قابل رصد باشند. در این رساله کاتالوگ ddodgcc را که شامل متغیرهای قیفاووسی کهکشانی بودند، انتخاب کردیم. با استفاده از نرم افزار اطلس، شار ستاره ها در بازه فروسرخ میانی را محاسبه کرده و سپس با استفاده از این شار محاسبه شده قدر را بدست آوردیم. و در نهایت رابطه قدر درخشندگی را محاسبه کرده ایم.

نوتریتوهای استریل نوع خاصی از نوترینوهای ذرات بنیادی هستند که نمی توانند در مدل استاندارد قرار گیرند و برای بررسی آن ها به مدلهای فراتر از استاندارد نیازمندیم. یکی از دلایل اصلی برای حضور آنها نوسان نوترینوهای فعال است. اگر آنها وجود داشته باشند، ممکن است در ابتدای عالم و تحول آن نقش مهمی ایفا کرده باشند. هم چنین ممکن است آنها یک گزینه مناسب برای حل مسئله باریون زایی و ماده تاریک باشند. در این رساله مدلهای رایج نوترینوهای استریل را در نظر گرفته، ویژگیهای آنها را با نتایج آزمایشهای مختلف مقایسه کردیم.

به منظور بررسی تحول طیفی جمعیت ستاره ای، توزیعات طیفی انرژی (seds) را برای جمعیت های ستاره ای ساده در سن های مختلف، با استفاده از کتابخانه galaxev، بدست آوردیم. سپس، با استفاده از طیف مدل جمعیت ستاره ای، پارامترهای فیزیکی برای طیف مشاهده شده کهکشانها از طول موج °a3200 تا a°9500، بدست آمدند. داده های طیفی کُلمَن و وو (1980) را برای بدست آوردن طیف چهار نمونه کهکشان، واقع در منطقه ی فروچگال بکار بردیم. این داده های تجربی از منابع مختلف هستند که ترکیب و میان گیری شده و تمامی آنها به انتقال به سرخ های زیاد برون یابی شده اند. از سوی دیگر، 16 طیف ساختگی را با در نظر گرفتن تابع توزیع جرم سالپِتِر، تابع نرخ تشکیل ستاره به صورت نمایی و ثابت و فراوانی فلزی خورشیدی برای همه ی طیفها، رسم کردیم. از مقایسه طیفهای مشاهداتی و طیفهای مدل جمعیت ستاره ای، به بررسی توزیع سنی جمعیت در کهکشانهای بیضوی، نامنظم و دو نمونه مارپیچی، واقع در منطقه ی فروچگال پرداختیم و پارامترهای سن و مقیاس زمانی را برای هر یک از چهار نوع کهکشان بدست آوردیم. مقیاس زمانی بدست آمده برای هر نوع کهکشان، مشابه با آن چیزی است که کافمن و چارلُت در سال 1998 برای انواع کهکشانها بدست آوردند. سن کهکشانهای بیضوی 10 میلیارد سال بدست آمد، که نشان می دهد این نوع کهکشان، جمعیت ستاره ای پیر دارد، سن کهکشانهای نامنظم 5 میلیارد سال بدست آمد، پس این نوع کهکشان، جمعیت ستاره ای با سن متوسط دارد و در مورد کهکشانهای مارپیچی، بایستی داده های بیشتری را بررسی کنیم تا نتیجه دقیقی حاصل شود.

یکی از موضوعات مورد علاقه در کیهانشناسی بررسی کیهان در مقیاس های بزرگ و یا بررسی ساختارهای بزرگ مقیاس و فرایندهای حاکم بر تشکیل و تحول آنهاست. کیهانشناسان ساختارهای متفاوتی را در مقیاس های بزرگ تعریف کرده اند که شامل رشته ها و دیواره ها، خوشه ها و ابرخوشه های کهکشانی و تهی جاها هستند. موضوعی که این پژوهش بدان می پردازد بررسی تهی جاها در انتقال به سرخ های متفاوت تا انتقال به سرخ z=3.00 می باشد. تهی جاها به عنوان ساختارهایی شناخته می شوند که چگالی کیهان در آن نواحی کمتر از نواحی اطراف می باشد. اغلب حدی به عنوان چگالی آستانه تهی جا پذیرفته می شود که به عنوان مقدار بیشینه چگالی قابل قبول برای اطلاق تعریف تهی جا به یک ناحیه از کیهان مورد استفاده قرار می گیرد. هم چنین حدی به عنوان ابعاد کمینه یک تهی جا تعریف می شود که بیانگر کمترین مقدار قابل قبول برای اندازه یک تهی جاست. در صورت عدم تعریف این مقدار می توان تهی جایی به ابعاد تمام کیهان تعریف کرد که از لابلای فضای میان کهکشانی تمام کیهان را پر نموده است. تمامی فعالیت های تجربی ای که تاکنون در آن به تهی جاها پرداخته اند بر اساس داده برداری هایی شامل کهکشان هایی با انتقال به سرخ های پایین بوده است که این امر به سبب وجود محدودیت های فنی در توانایی اندازه گیری انتقال به سرخ می باشد. اکنون به کمک روش های مبتنی بر فوتومتری این امکان بوجود آمده است تا بتوان انتقال به سرخ را برای تعداد زیادی از کهکشان ها با دقت مناسب تعیین کرد.