یکی از مسائل مهم در اخترفیزیک، 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 نوسانات کوچک کوانتومی، ناهمگنی کوچکی در چگالی عالم ایجاد شده است. این ناهمگنی تحت تأثیر نیروی گرانشی رشد کرده و ساختارهای بزرگ مقیاس را تشکیل داده است. ماد? باریونی موجود در کیهان، کشش گرانشی کافی برای تشکیل این ساختارها را از افت و خیزهای اولی? چگالی ندارد. اما ماده تاریک که بیش از 90 درصد ماده در کیهان را تشکیل می دهد، می تواند باعث تسریع در رشد افت و خیزهای ماده باریونی شود و روند تشکیل ساختار را سرعت ببخشد. در این پایان نامه، ابتدا تحول و شکل گیری ساختارهای بزرگ مقیاس مانند کهکشان ها، در مدل کلاه شاپویی غیرکروی (کروی گون) مورد مطالعه قرار گرفته است. در این راستا از طیف هریسون-زلدوویچ به عنوان شرایط اولیه برای حل معادلات حاکم بر تحول ساختار استفاده شده است. بدین منظور، ابتدا تشکیل ساختار کروی گون متشکل از ماده تاریک در مدل استاندارد cdm مورد مطالعه قرار گرفته است. سپس آن را به مدل دو مولفه ای که متشکل از ماده تاریک و ماده باریونی است، بسط داده ایم. با مقایسه ی مدل غیرکروی و کروی، مشخص می شود که مدل غیرکروی زودتر از مدل کروی ویریاله می شود. در ادامه، اثر پارامترهای کیهان شناسی از جمله انرژی تاریک غیر متغیر (مدل ?cdm) و انرژی تاریک متغیر لگاریتمی بر روی روند تشکیل ساختار بررسی شده است. نتایج حاکی از این امر است که انرژی تاریک باعث تأخیر در روند تشکیل ساختار می شود. در نهایت، در مورد اثر سرمایش بر شکل گیری ساختارها بحث شده است که پس از تعادل ویریالی، برای ماده باریونی اتفاق می افتد و باعث رمبش بیشتر آن می شود. به طوری که در نهایت، ماده باریونی در مرکز کهکشان قرار می گیرد و ماده تاریک همچون هاله ای اطراف آن را در بر می گیرد.

در این پایان نامه با استفاده از مدل گاز فرمی غیرنسبیتی جرم و شعاع ستاره نوترونی را محاسبه کرده و مشاهده نموده ایم بیشینه جرم به دست آمده حدود 7/0 جرم خورشید است. سپس با استفاده از پتانسیل هایی مانند اسکرم، v_8، av_14 وv ?_14 معادله حالت ستاره نوترونی را محاسبه و با حل معادله ی tov برای گاز پلی تروپ جرم این ستاره را بین 1/1 تا 8/1 برابر جرم خورشید به دست آورده ایم. نتایج به دست آمده با مشاهدات رصدی سازگاری خوبی را نشان می دهند. سازگاری مقادیر به دست آمده با مشاهدات رصدی بیانگر آن است که این ستاره ها تحت تاثیر نیروهای هسته ای قرار دارند.

نتایج مشاهدات کیهان شناسی اخیر نشان می دهند که جهان کنونی، در حال انبساط تند شونده است. این نتایج از مشاهدات مختلفی از قبیل تابش زمینه ی ریزموج کیهانی و wmap به دست آمده اند. داده های مربوط پیشنهاد می کنند که حدوداً سه چهارم از جهان ما شامل مولفه ی انرژی ناشناخته ای با فشار منفی به نام «انرژی تاریک» است که مسئول انبساط عالم است و بخش باقیمانده شامل ماده ی تاریک، ماده ی باریونی و سهم ناچیزی از تابش است. در این پژوهش، هدف ما بررسی دقیق بعضی از مدل های پر مخاطب در زمینه ی انرژی تاریک است. فصل اول و دوم این رساله شامل مروری بر کیهان شناسی و معادلات حاکم بر آن می باشد. فصل سوم به بررسی برخی سناریوهای ارائه شده برای روشن ساختن ماهیت و منشأ انرژی تاریک، و مطالعه ی خصوصیات ترمودینامیکی عالمِ شامل انرژی تاریک اختصاص یافته است. در فصل چهارم خصوصیات ترمودینامیکی مدل های انرژی تاریک new hde، polytropic و plechde را استخراج نموده ایم. همچنین میان مدل های انرژی تاریک گوس-بونه و plechde در جهان frw تخت تناظر برقرار نمودیم.

ما در این پایان نامه 2 مدل ایج کرافیک و ایج گرافیک جدید را برای انرژی تاریک مورد مطالعه قرار دادیم. در مدل ایج گرافیک تحول پارامتر معادله حالت (?_d )، و پارامتر کندشوندگی q بر حسب فاکتور مقیاس برای مدل های ایج گرافیک برهمکنشی در جهان غیر تخت را محاسبه می کنیم. وابستگی به پارامترهای ? وn مدل ایج گرافیک در خمیدگی های فضایی متفاوت را بررسی می کنیم. غیر از وابستگی به پارامتر های ? و n نشان می دهیم که تحول q به نوع خمیدگی فضایی نیز وابسته است. انبساط تند شونده در جهان باز در مقایسه با جهان بسته و جهان تخت زودتر اتفاق می افتد. سپس مسیرهای تحولی مدل های ایج گرافیک برهمکنشی را برای مقادیر متفاوت پارامترهای ? و n، همچنین برای مقادیر متفاوت خمیدگی فضایی در صفحه استیت فایندر نشان می دهیم. در مدل ایج گرافیک جدید، اثرات خمیدگی فضایی ?_k، ضریب برهمکنشی ? و پارامتر اصلی ایج گرافیک جدید n و پارامتر معادله حالت، ?_d و پارامتر کند شونده q بررسی می شوند. ما مقدار مینیمم برای n را هم در زمان آغازین و هم در حال حاضر برای انرژی تاریک که از خط فانتوم می گذرد را به دست می آوریم. همچنین در یک جهان بسته، تغییر علامت q قویا به ? وابسته است. نشان داده شده است که کمیت های ?_d و q شیوه های متفاوتی برای خمیدگی فضایی متفاوت می باشند. در جهان غیر تخت مسیرهای استیت فایندر به وسیله ی هر دو پارامتر ? و n مشخص می شوند.

در این پژوهش مدل انرژی تاریک هولوگرافیک را در اینکه پارامترc2 مدل به آرامی با زمان تغییر می کند، به صورت تابعی از زمان کیهانی لحاظ شده و نتایج این تصحیح مورد مطالعه قرار گرفت. ابتدا تحول پارامتر معادله حالت و پارامتر کند شوندگی را در تابعی از انتقال به سرخ در این مدل تعمیم یافته از انرژی تاریک هولوگرافیک (ghde) محاسبه کرده ایم. بسته به پارامترc2، در مقایسه با مدل اصلی انرژی تاریک هولوگرافیک، رژیم فانتوم می تواند زودتر یا دیرتر حاصل شود. همچنین نشان داده ایم که وابستگی زمانیc2 می تواند روی زمان انتقال از انبساط کند شونده به انبساط تند شونده اثر گذارد. با استفاده از ابزارهای تشخیصگر خطایاب {r,s} و آنالیز ?-? مدل هولوگرافیک تعمیم یافته (ghde)را مطالعه کرده ایم. سرانجام نشان داده ایم که منحنی تحول مدل در صفحه s-r دقیقاً تابعی از پارامتر c2 است. علاوه بر این، مدل هولوگرافیک تعمیم یافته را با ?-? رسم کرده ایم، که می تواند برای ما یک تشخیص کاملاً دینامیکی مفید برای تشخیص هندسی statefinder diagnostic فراهم کند.