چکیده: مشتری بزرگترین سیاره ی منظومه ی شمسی است که به واسطه ی وجود میدان های مغناطیسی قوی موجود در اطراف آن، پس از خورشید و ماه، از قوی ترین منابع تولید امواج رادیوئی در منظومه به شمار می رود. بنابراین، علاوه بر مطالعه ی این سیاره از پنجره های اپتیکی، اشعه x، مادون قرمز و گاما می توان به بررسی سیاره و محیط اطراف آن در باند رادیوئی نیز پرداخت. این سیاره در طول موج های مختلف رادیوئی تابش گسیل می کند که در محدوده های دکامتری (dam) و دسی متری (dim) مورد مطالعه قرار گرفته است. امواج رادیوئی بر اساس مکانیزم های مختلفی تولید می گردند که عمده گسیل رادیوئی مشتری، بر مبنای تابش سیکلوترونی و سینکروترونی (که از حرکت مارپیچ الکترون ها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی به وجود می آیند) انجام می شود. با بررسی تغییرات بلندبرد تابش دسی متری سیاره ی مشتری، تابش های دکامتری و بررسی شارهای الکترونی در باند رادیوئی، می توان برخی عوامل موثر بر این داده های رادیوئی را دریافت. تغییرات بلند برد تابش سینکروترونی سیاره ی مشتری، به علت تأثیر باد های خورشیدی بر آن، رخ می دهد. میدان های مغناطیسی موجود در مگنتوسفر مشتری منجر به تأخیری چند ماهه در اثرگذاری باد خورشیدی، بر تابش های رادیوئی دسی متری این سیاره می گردند. قمر ها و ذرات و غبار های موجود در مدار قمر ها و حلقه ی اصلی، در اطراف مشتری منجر به ایجاد اتلاف هائی در شارهای الکترونی دریافتی از این سیاره می گردند. تابش های دکامتری ناشی از قمر آیو نیز، وابسته به موقعیت این قمر نسبت به ناظر زمینی تغییر می کنند. به نظر می رسد که تغییرات تابش های دکامتری مشتری نه به فاصله قمر آیو از زمین بلکه به فعالیت های آتشفشانی آیو مربوط باشد. بنابراین قمر آیو هم اثر افزایشی و هم اثر کاهشی بر داده های رادیوئی مشتری دارد. اثر کاهشی این قمر بر الکترون های موجود در اطراف مشتری است؛ به نحوی که شار این الکنرون ها در مکان مدار آیو کاهش می یابد. از سوی دیگر آیو با آزاد کردن یون ها در میدان مغناطیسی مشتری موجب افزایش گسیل تابش های دکامتری از این سیاره می گردد. قطعات دنباله دار شومیکرلوی9 (sl9) نیز در طول یک برخورد شش روزه در سال 1994، تغییراتی در این سیاره و تابش های رادیوئی آن ایجاد کردند.

در این تحقیق، پس از توضیح ساختار، مکانیزم ایجاد شراره و تشعشعات ناشی از آن، به بررسی این فوران های خورشیدی در باند رادیویی و ارتباط شار رادیویی ساطع شده از آن با تعداد لکه ها در سال های اوج فعالیت خورشید پرداخته شده است. برای بررسی این ارتباط، به مقایسه تعداد لکه ها، شار رادیویی خورشید و شار رادیویی شراره در سال های اوج فعالیت خورشید در چرخه 23، یعنی سال های 2000 و 2001 میلادی پرداخته و نمودارهای مربوط به این پارامترها با استفاده از داده های بدست آمده از noaa و norp توسط نرم افزار origin برای این دو سال بطور جداگانه رسم گردیده است. با مقایسه این نمودارها، به نظر می رسد، شار رادیویی خورشید با تعداد لکه ها رابطه مستقیم دارد. البته این ارتباط با شار رادیویی ساطع شده از شراره ها نیز در برخی از روزها دیده می شود. بطوریکه در ماه آوریل سال 2001، بیشترین ارتباط شار رادیویی شراره با تعداد لکه ها و شار رادیویی خورشید وجود دارد. با رسم نمودار شار رادیویی شراره برای این ماه و مقایسه این نمودار با داده های ثبت شده، به نظر می رسد، اگرچه در مقیاس بزرگ، بین تعداد لکه ها و شار رادیویی شراره وابستگی دیده می شود ولی در مقیاس کوچک، مثلاَ در یکم و دهم آوریل 2001 این همخوانی وجود ندارد.

چکیده فارسی خورشید درونی ترین جسم منظومه ی شمسی ماست، و دارای شعاعی برابر r_0?700000 km ، جرمی معادل m_0=1?989×?10?^30 kg و درخشندگی در حدود l_0?3?8×?10?^26 w می باشد، همچنین سن خورشید معادل t_0=4?6×?10?^9 سال است. فاصله زمین از خورشید را اصطلاحاً یک واحد نجومی (au) می گویند که برابر 1?5×?10?^8 km است. خورشید در یکی از بازوهای کهکشان راه شیری قرار دارد که از مرکز کهکشان 8?5kpa فاصله دارد. تعداد اتم های کل خورشید تقریباً شامل % 92?1 هیدروژن، % 7?8 هلیوم و حدوداً %0?1 عناصر سنگین شامل c,n,o,ne,mg,si,s,fe,… می باشد (البته درصد جرمی این فراوانی ها شامل % 73?46 هیدروژن و % 24?85 هلیوم است) میدان های مغناطیسی نقش بسیار مهمی در پدیده های نجومی دارند، و به دلیل دست نیافتنی بودن و داشتن ماهیتی اغتشاشی معمولاً روش مطالعه این اغتشاشات، شبیه سازی عددی می باشد. در این پایان نامه به وسیله شبیه سازی سه بعدی معادلات مگنتوهیدرودینامیک mhd و تغییرعدد رینولدز مغناطیسی به مطالعه این پدیده پرداخته شده است. مقدار u_rms برای اعداد رینولدز مختلف بعد از عبور از زمان برگشت تقریبا یکنواخت می گردد و هرچه عدد رینولدز مغناطیسی بزرگتر باشد زمان رسیدن به این موقعیت پایا سریعتر خواهد بود. همچنین برای اعداد رینولدز بزرگ، انرژی مغناطیسی در راستای برش بیشتر می باشد، و به نظر می رسد به همین دلیل است که تغییرات میدان مغناطیسی خورشید بیشتر همراستا با استوای خورشیدی می باشند. هرچه عدد پخش مغناطیسی بزرگتر باشد، الف) هلیسیته منفی ایجاد شده بزرگتر است، ب) نحوه تغییرات آن با زمان منظم تر و ج) زمان رسیدن به حالت اشباع در آن دیرتر اتفاق می افتد. به دلیل نیروی برشی مشاهده می شود که خطوط میدان مغناطیسی دستخوش چندین گسیختگی می شوند و گرداب های جریان به شکل جزایر منظم مغناطیسی در می آیند، در این زمان خطوط در راستای برش توسعه پیدا می کنند. زمانی که عدد پخش مغناطیسی افزایش پیدا می کند آشوب های موجود در سیال پلاسمایی ما از جریان های گردابی کوچک، تبدبل به گرداب های بزرگ می شوند و در نتیجه انرژی بسیار زیادی در این حالت آزاد شده و می تواند موجب گرم شدن سیال پلاسما گردد. اگر تغییرات عمودی سرعت درون چینه بندی های منطقه همرفتی، با تغییرات چگالی در نظر گرفته شود، زمانی که تغییرات چگالی آرام می باشد مولفه سرعت عمودی تغییرات زیادی ندارد و تقریبا در مکانی که گرادیان تغییرات چگالی زیاد می شود، یعنی در حوالی سطح فوتوسفر، تغییرات شدید سرعت رخ می دهد و این منجر به ایجاد آشوب های بسیار زیاد در نزدیکی سطح فوتوسفر می گردد.

خوشه های ستاره ای اطلاعاتی راجع به آغاز، حال حاضر و آینده ی جهان هستی بدست میدهند. خوشه های باز ستاره ای با داشتن ستاره های جوان، امکان مطالعه ی توزیع جرم ستاره ها در صفحه کهکشان راه شیری را فراهم می سازند. با ارائه ی توصیف کلی درباره ی خصوصیات ساختاری خوشه ی باز ستاره ای و سیر تحولی ستاره های عضو خوشه، اطلاعات لازم برای مطالعه ی منحنی های همسن خوشه بدست می آید. این حقیقت که منحنی های همسن محاسبه شده(مدل تئوری) دقیقاً شبیه نمودار h-r مشاهده شده ی خوشه(مدل تجربی) است، یکی از پیروزی های اخترفیزیک جدید است و ثابت می کند که اساس فیزیکی مدل ستاره ای استفاده شده صحیح می باشد. از این طریق و با استفاده از مدل جمعیت ستاره ای ساده (ssp)، منحنی های همسن محاسبه شده برای خوشه ی باز نمونه m11 با داده های تجربی این خوشه برازش شده است. سپس با استفاده از توابع توزیع جرم ستاره ای imf و توزیع فضایی king به روش مونت کارلو و به کمک مجموعه کد محاسباتی simclust به محاسبه ی پارامترهای جرم و موقعیت تک تک ستاره های عضو خوشه ی m11 پرداخته شده است. در نتیجه تصویر شبیه سازی شده ی خوشه ی m11 از طریق خروجیِ simclust و با کمک نرم افزار جانبی skymaker تولید شده است. مقایسه ی بین تصویر شبیه سازی شده با تصویر واقعی خوشه m11 بصورت کیفی صورت گرفت که حاکی از مطابقت مناسب نتیجه شبیه سازی شده بوده است. ضمناً خطای روش مونت کارلو در این شبیه سازی برابر با 1.05 درصد بدست آمده است.

با توجه به اهمیت استهلال برای تعیین دقیق آغاز و پایان ماه های قمری در جهان اسلام، شیوه های پیش بینی رویت هلال ماه، همواره موردنظر بوده است. در این پروژه، پس از بیان ویژگی های کلی ماه، به معرفی پارامترهای مختلفی که در رویت هلال موثرند، پرداخته می شود. سپس معیارهایی که با استفاده از این پارامترها، مورد بررسی قرار گرفته اند، مطرح شده و دو معیار یالوپ و عوده، به عنوان معیارهای اساسی مورد استفاده قرار می گیرند. به منظور استخراج داده های رصدی از دو نرم افزار معتبر moon calculator و accurate times استفاده شده است. با توجه به شرایط مختلف هلال در هر ماه، روش خاصی را برای استهلال می توان برگزید. معرفی و مقایسه ی این روش ها نیز از موارد انجام شده در این پروژه است. از مجموعه داده های سایت های مختلف که از سال 1859 تا فقط 2005 در دسترس بوده، استفاده شده است، در ضمن تلاش شده از مجموعه داده های 3 سال اخیر که در دانشگاه شهید چمران تهیه شده نیز استفاده گردد. نتایج نشان می دهند که وابستگی پارامترهای اختلاف سمت و جدایی زاویه ای با اختلاف ارتفاع ماه و خورشید، تا حدود 20 درجه، خطی و بیش از 20 درجه غیرخطی می باشد اما برای پارامتر مدت مکث هلال، چنین وضعیتی دیده نشده است.

تا سال 1931 که امواج رادیویی فضا کشف شد، بیشتر اطلاعات بشر در مورد اجرام سماوی و کهکشان ها، به صورت اپتیکی و محدود به فواصل نزدیک بود. اما با کشف نجوم رادیویی تحولی شگرف در نجوم به وجود آمد ودسترسی به اجرام دوری چون کهکشان ها و کهکشان های با هسته ی فعال(agnها) امکان پذیر شد. agnها منابع قوی رادیویی با شار بالاتر از 1038 وات هستند که امکان الگوگیری بشراز آن ها به عنوان منابع پرانرژی در آینده ی نزدیک مورد انتظار است(توان خورشید 1026 وات می باشد). علاوه برمعرفی منبع قوی رادیویی فراکهکشانی cygnus a که در فاصله ی 231 مگا پارسک قرار دارد، برخی از پارامترهای مهم آن از جمله سرعت حرکت ابرتابندگی، قطبیدگی و تغییر پذیری آن مورد بررسی قرارگرفته است، که در این بررسی سرعت حرکت ابرتابندگی آن بین 1 تا 5 برابر سرعت نور، به دست آمد. نتایج نشان داده است که cygnus a،منبعی با قطبیدگی بالا و تغییرپذیری بلندمدت است که در این مورد نتایج حاصل با کار دیگران مقایسه شده است.

گذرسیاره ای از پدیده های بسیار کمیاب آسمان است که از نظر ناظر زمینی تنها برای دو سیاره ی عطارد و زهره رخ می دهد. گذر پدیده ای مثل خورشید گرفتگی می باشد. با این تفاوت که در خورشید گرفتگی ماه تمام قرص خورشید را می پوشاند، اما عطارد و زهره آنقدر از زمین دور هستند که هنگام گذر مانند لکه ی گرد سیاهی بر قرص درخشان خورشید دیده می شوند. با توجه به نادر بودن چنین پدیده ای رصد و ثبت آن یکی از فعالیت های مهم و جالب توجه در ستاره شناسی به شمار می رود. در این تحقیق با گرفتن تصاویر گذر زهره به وسیله ی نرم افزار استاری نایت، واحد نجومی km 108×9/1 محاسبه شد. در ادامه به کمک این نرم افزار، تصاویر مربوط به هر 8 گذر استخراج و مورد بررسی قرار گرفتند. میانگین مقدار سرعت مداری سیاره ی زهره ، با استفاده از زمان سنجی برخوردهای آن در هنگام گذر km/s 6/36 محاسبه شد در حالی که مقدار دقیق آن km/s35 می باشد

خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است و در فاصله ی حدود 150 میلیون کیلومتری از آن قرار دارد. در این پایان نامه، ساختار و برخی فعالیت های خورشید از جمله لکه ها، زبانه ها و شراره ها مورد مطالعه قرار گرفته است. در ضمن باد خورشیدی که از نتیجه ی خورشید فعال است و تأثیرات آن روی زمین مورد بررسی قرار گرفته است. در نهایت تشعشعات خورشید بر جو زمین، برهم کنش باد خورشیدی با مگنتوسفر زمین و تشکیل کمربندهای وان آلن و ایجاد شفق قطبی بررسی شده است. در ادامه با ارائه یک سری داده از سایت سوهو درباره-ی تعداد لکه ها، سرعت باد و چگالی باد خورشیدی و رسم نمودار و مقایسه، روابط بین آن ها مورد ارزیابی و بحث قرار گرفته است. سپس از طریق روش های آماری نیز این داده ها بررسی شده اند. نتایج به دست آمده از این روش نشان می دهد که ارتباط مستقیم بین لکه ها وباد خورشیدی وجود دارد، اگرچه این ارتباط در مقیاس 6 ماه داده به خوبی دیده نشد. لذا بازه بزرگتر یعنی یک ساله تهیه شد، که در اکثر نقاط نشان از آن دارد که چنان چه فعالیت خورشید و تعداد لکه ها زیاد باشد، پس از حدود 2 روز باد خورشیدی نیز افزایش می یابد. .

در میان ستارگان، گروه هایی نزدیک به هم از آن ها مشاهده می شود که با دارا بودن شرایط خاصی می توان آن ها را یک خوشه ی ستاره ای در نظر گرفت. تمام اعضای یک خوشه ی ستاره ای، عمر و ساختار شیمیایی تقریباً یکسان دارند و از نظر فیزیکی به هم مربوطند. چنانچه فاصله ی یک ستاره از خوشه تعیین گردد، می توان با تقریب فاصله ی خوشه را اندازه گرفت. برای اندازه گیری فاصله ی خوشه، روش های متفاوتی وجود دارد ولی روش استفاده از ستارگان متغیر قیفاووسی به دلیل درخشنده بودن و تناوبی بودن تغییرات روشنایی آن ها، سودمند است. به همین دلیل به آن ها شمع استاندارد جهانی گفته می شود. در این پایان نامه با استفاده از این ستارگان در خوشه های باز، فاصله ی خوشه ی ستاره ای باز 1647ngc محاسبه می شود. سپس برای اطمینان از کارایی روش استفاده شده، فاصله ی خوشه هایی دیگر در کهکشان راه شیری و ابر ماژلانی بزرگ محاسبه شده و مقادیر به دست آمده با نتایج سایر افراد مقایسه شده است.

با افزایش قدرت تفکیک تلسکوپ¬های رادیویی، اجرام فراکهکشانی همچون اختروش¬ها کشف شدند. این اجرام شبه ستاره¬ای، جزء پرنورترین اجرام عالم هستند. به¬دلیل فاصله¬ی بسیار زیاد اختروش¬ها از ما، بررسی آن¬ها می¬تواند به¬عنوان تابعی از زمان کیهان، توصیفی برای مدل کیهان-شناختی فراهم آورد که امکان شناخت عالم را در بزرگ مقیاس ایجاد می¬کند. علاوه بر معرفی اختروش¬ها، برخی از ویژگی های مهم آن¬ها از جمله قرمزگرایی، ابرتابندگی و تغییرپذیری مورد بررسی قرار گرفته است. در این پایان نامه، اختروش¬های کاتالوگ qso در ناحیه¬ی اپتیکی مورد بررسی قرار گرفته است. این کاتالوگ شامل 83420 اختروش است. نتایج این تحقیق نشان داده است که قرمزگرایی اختروش¬های مورد مطالعه، بین 001/0 تا 37/6 است. همچنین رابطه¬ی رنگ-انتقال به¬سرخ، رنگ-رنگ و قدر-رنگ مورد مطالعه قرار گرفت و با کار دیگران مقایسه شده است و همچنین تاثیر خطوط نشری قوی طیف اختروش نیز بر شاخص رنگ u-b مورد بررسی قرار گرفت.

یک ابرنواختر مرحله ی پایانی عمر یک ستاره است، زمانی که تمام سوخت درونِِ هسته ی آن به پایان می رسد و ستاره در آستانه ی فروپاشی قرار می گیرد. ابرنواخترها در زمان انفجار، درخشندگیِ بیشینه ای از خود نشان می دهند، درخشندگی که گاه با روشنایی کل یک کهکشان برابری می کند. این ویژگی منحصربه فرد، آن ها را تبدیل به شمع های استانداردی برای فاصله یابی و تعیین پارامترهای کیهان شناسی می کند. با استفاده از این ویژگی، در این پژوهش موارد زیر انجام شده است: 1- با استفاده از ابرنواخترهای نوع ، که ستارگان انفجاری در یک سیستم دوتایی می باشند، فاصله یابی صورت گرفته و پارامتر هابل با استفاده از این مقادیر تعیین می گردد. 2- با استفاده از دو روش شمع استاندارد و روش جو انبساطی برای ابرنواخترهای نوع که ستارگان انفجاری با جرم بیش از 8 برابر جرم خورشید می باشند، نیز فاصله یابی و تعیین پارامتر هابل صورت گرفته است. 3- مقدار میانگین ثابت هابل در این پژوهش برابر h0=66kms-1mpc-1به دست آمد و این مقدار با مقادیر به دست آمده توسط دیگران مورد مقایسه قرار گرفت. در انتها نیز سن عالم با استفاده از این پارامتر در حدود 9/14 میلیارد سال تخمین زده شد.

استفاده تجاری از انرژی شرط اصلی توسعه در دنیا است کشورهایی که از این موهبت کم بهره اند در زمره کشورهای فقیر محسوب می شوند. مصرف انرژی به خصوص انرژی های ناشی از سوخت های فسیلی اثرات مخربی همچون تغییر شرایط اقلیمی، اثرات گلخانه ای،گرمایش شدید زمین (گرمایش جهانی)، بارش باران های اسیدی و افزایش مواد سرطان زا، دود و عوامل آلاینده در محیط زیست را با خود به همراه دارد.افزایش روزافزون جمعیت موجب افزایش تقاضا برای انرژی است و نیازمند یک استراتژی متوازن و درازمدت است که شامل راه کارهای متفاوت و خاص و به صورت منطقه ای نظیر بهره گیری بیشتر از منابع انرژی جایگزین، تکنولوژی تولید بهینه انرژی و استفاده از تکنولوژی انرژی های پاک توسط بخش های خصوصی است. بنابه گزارش های برنامه محیط زیست سازمان ملل متحد، تقریباً نیمی از برق تولیدی جهان امروزه از انرژی های پاک و تجدیدپذیر تأمین می شود و این در حالی است که هزینه های تولید انرژی های خورشیدی و بادی به سرعت روبه کاهش است. براساس مطالعات انجام شده در آلمان استفاده از انرژی های تجدیدپذیر مانع از انتشار 1/2میلیارد تن دی اکسید کربن به جو زمین می شوند. هدف از این تحقیق ارزیابی استان زنجان ازنظر پتانسیل انرژی خورشیدی و شناسایی پهنه های دریافت انرژی خورشیدی برای بهره گیری بهینه از آن برای تأمین یک انرژی پاک و تجدیدپذیر و پایداراست که با بهره گیری از فرمول دانشمندانی چون آنگسترم و پریسکات از طریق داده های هواشناسی همچون ابرناکی، ساعت آفتابی و تابش و نرم افزارهای gis و matlab و تحلیل ahp امکان فرموله کردن مسئله را فراهم آوردیم. نتایج این تحقیق نشان می دهد که استان زنجان ازنظر دریافت انرژی خورشیدی دارای پهنه های دریافت بسیار قوی و فوق العاده قوی می باشد. به خصوص نقاطی در جنوب و جنوب شرقی استان مستعد احداث نیروگاه می باشد و برای کاربرد این انرژی یک آبگرمکن خورشیدی با آینه سهموی-شلجمی طراحی و ساخته شد.

دمای بیرونی ترین لایه ی جو خورشید (که به تاج معروف است)، بیش از ??? برابر دمای نزدیک ترین لایه ی جو به سطح است. با گذشت بیش از ?? سال از طرح پرسش در خصوص روش یا روش های گرمایش تاج، ارائه ی پاسخ ها و سازکارهای مختلف برای آن همچنان ادامه دارد .

انفجار ابرنواختری یک واقعه ی جالب اخترفیزیکی است که در انتهای مراحل تحول ستاره ای رخ می دهد. در این مطالعه، بعد از بررسی ساختار و تحول ستاره ای، به مراحل انتهایی تحول ستاره ای توجه شده است. انفجار ابرنواختری انواع مختلف داشته و با مکانیسم های متفاوت رخ می دهد. بنابراین ابرنواخترها از جنبه ی رصدی و نظری(مکانیسم انفجار)، طبقه بندی می شوند. سپس مکانیسم های انفجار انواع ابرنواخترها و فیزیک منحنی نوری آن ها مطالعه می شود. با به دست آوردن قدر ظاهری، از ابرنواخترهای فراکهکشانی به عنوان شاخص فاصله ( شمع استاندارد) در کیهان شناسی استفاده می شود. برای دو گروه ابرنواخترهای نوع ia و ابرنواخترهای نوع ii-p با دو روش متفاوت، مقدار میانگین ثابت هابل برابرkm s-1mpc-1 6±69 به دست آمده است و فاصله سنجی انجام شده است. همچنین در این مطالعه، سن عالم از مرتبه ی چهارده میلیارد سال تخمین زده شد. در نهایت با استفاده از معادلات دینامیک شاره ها، امکان شبیه سازی موج ضربه ی انفجار بررسی می شود.

شاید اساسی ترین سوالی که ممکن است ذهن هر فردی را درگیر خود کند این است که جهانی که در آن زندگی می کند چه شکلی است؟ بزرگی آن چه اندازه است؟ چه مدّت از عمرش می گذرد؟ چگالی و دمای آن چقدر است؟ این سوالات گرچه بسیار ساده اند ولی عملاً یافتن پاسخ برای آنها کاری دشوار است. در حقیقت تنها دو راه برای رسیدن به پاسخ این پرسش ها وجود دارد؛ راه اوّل رصد و مشاهده و دوّمین راه مدل سازی می باشد. مدل سازی یعنی الگوهای فرضی ای را از جهان بنا کرده و می کوشند که ببینند مشاهداتشان چگونه با این الگوها سازگارند. هدف در این پروژه بررسی پارامترهای اساسی ساختار جهان مانند چگالی، قرمزگرایی، سن، دما و عامل مقیاس می باشد که بر اساس آنها توپولوژی عالم فیزیکی بنا می شود. برای رسیدن به این هدف، ابتدا تاریخچه ی تحوّل مدل های کیهان شناسی به طور مختصر بیان می شود. برای بررسی عالم به یک نظریّه ی گرانش و یک معادله ی حالت نیازمندیم. پس در ادامه، نظریّه ی نسبیّت عام و معادله ی حالت سیّال کامل، بررسی خواهد شد. برای مطالعه ی معادلات هندسی نسبیّت عام به بررسی معادلات آینشتین و فریدمان و ملزومات ریاضی آن ها هم چون متریک رابرتسون- واکر نیازمندیم که به بیان آن ها پرداخته می شود. سپس مدل های غبار و تابشی به عنوان مدل های سیّال توصیف کننده ی کیهان معرّفی خواهند شد. نتیجه ی این بررسی ها، ارائه ی الگوی استاندارد کیهان شناسی یعنی مدل های فریدمان می باشد. پس از آن، این مدل ها مطالعه و روابط متقابل پارامترهای اساسی کیهان شناسی در مدل استاندارد محاسبه خواهند شد. سپس مقادیر کنونی این پارامترها از طریق روش های مشاهداتی و محاسباتی تعیین خواهند شد. طبق داده های جمع آوری شده مقدار کنونی پارامتر چگالی کلّ جهان تقریباً یک، سنّ کنونی جهان بین 13 تا 14 میلیارد سال و دمای کنونی تابش پس زمینه ی کیهانی 2/726 کلوین می باشد. درنهایت برای شبیه-سازی عالم، مدل آینشتین- دسیتر برگزیده شده و از برنامه ی سی- شارپ برای نوشتن برنامه ی مربوط به محاسبه ی پارامترها و رسم نمودار تحوّل زمانی هریک از آن ها استفاده خواهد شد.