تاثیر حضر میدان گرانشی ضعیف بر دانسیته انرژی خلاء کازیمیر مرد بررسی قرار گرفت. تا تقریب مرتبه دوم اثر این نیرو مورد ارزیابی قرار گرفت.

پرتوهای کیهانی در عالم شامل ذرات با بیش ترین انرژی می شوند. این ذرات با انرژی تا 108 برابر انرژی بهترین شتاب دهنـده های ذرات مشاهده شده انـد. با وجود گذشت 100 سال از کشف پرتـوهای کیهانی، مطالعه ی این ذرات هنوز پنجره واحدی برای مشاهده جهان در بالاترین انرژی می باشد. شار پرتوهای کیهانی در انرژی های بالا بسیار کم است، که این موضوع اندازه گیری های را مشکل می سازد، اما روش های در حال پیشرفتی وجود دارد که تعداد مشاهدات پرتوهای کیهانی بسیار پرانرژی را بیش تر می سازند و اندازه گیری طیف پرتوهای کیهانی بسیار پرانرژی را ممکن می سازد. قطع گریزن- زاتسپین- کازمین (gzk) و ankle ناشی از تولید زوج دو ویژگی مهم در طیف پرتوهای کیهانی بسیار پرانرژی است. که این دو ویژگی ناشی از انتشار پروتون های پرانرژی از میان تابش پس زمینه کیهانی هستند. طیف اندازه گیری شده به وسیله ی رصدخانه های yakutsk ، agasa، auger و hires در توافق خوبی با ankle تولید زوج بوده و داده های hires و augerمدرک مهمی برای وجود قطع gzk به شمار می رود. داده های agasa با آغاز قطع gzk در e?8 × ?10?^19 ev توافق دارد اما نشان دهنده بسط طیف در انرژی های بالاتر می باشد. تفاوت در شار مطلق اندازه گیری شده به وسیله آشکارسازهای مختلف بعد از انتقال خطاهای سیستماتیک و کالیبراسیون از بین می رود.

چکیده تا قبل از سال 2007 باورعمومی بر این بود که ثابت کیهان شناسی تأثیری در انحراف نور ندارد . در این سال ریندلر و ایساک نشان دادند که چگونه ثابت کیهان شناسی در انحراف نور در فضای شوارزشیلد – دوسیتر نقش دارد و استفاده از این وابستگی برای سیستم abell 2744حد بالای4.23×?10?^(-54) ?cm?^(-2) را برای ثابت کیهان شناسی به دست می دهد. سپس در ادامه توضیح خواهیم داد که در صورت وجود ثابت کیهان شناسی چارچوب مرجع از نوع شوارزشیلد معتبر نبوده و باید چارچوب مرجعی از نوع frw در نظر بگیریم . متریک جدیدی را در این چارچوب معرفی می کنیم و با استفاده از این متریک معادله ی مدار را به دست آورده و زاویه ی انحراف نور را محاسبه می کنیم.خواهیم دید که در عبارت زاویه ی انحراف نور جمله ی وابسته به ثابت کیهان شناسی وارد می شود. مرتبه ی بزرگی این جمله کوچکتر از مرتبه ی بزرگی جمله ای است که در فضای شوارزشیلد – دوسیتر به دست آمده است. سپس با استفاده از جملات وابسته به ? برای همان سیستم abell 2744 ما حد بالای 2.46×?10?^(-43) ?cm?^(-2) را برای ثابت کیهان شناسی بدست می آوریم .

فیزیکدانان نظری در قرن 19 برای نور محیط انتشار در نظر می گرفتند و آن را اتر می نامیدند. تلاش آنها برای اثبات وجود اتر منجر به آزمایش مایکلسون-مورلی شد که در مورد حرکت انتقالی زمین نتیجه آن منفی بود. در سال 1913 فیزیکدان فرانسوی جورج سگنک تداخل سنج چرخانی را برای اثبات وجود اتر در حرکت چرخشی ساخت که پرتو نور پس از تقسیم در مسیری یکسان اما خلاف جهت یکدیگر منتشر شده و بعد از یک دور کامل با یکدیگر تداخل می کنند. از دید کلاسیکی با استفاده از تبدیلات گالیله سرعت دو پرتو متفاوت است و موجب اختلاف زمانی در طی مسیر کامل دو پرتو و جابجایی خطوط تداخلی می شود که در ابتدا تعبیر به وجود اتر شد. در نسبیت خاص با استفاده از جمع کلاسیکی سرعت ها جابجایی خطوط مشاهده شده اثبات و فرض وجود اتر رد می شود. مقدار جابجایی خطوط تداخلی به مساحت بسته شده توسط پرتو نور و سرعت زاویه ای چرخش و طول موج نور بستگی دارد. با استفاده از متریک در دستگاه چرخان و حل معادله ژئودزی برای نور مشاهده می کنیم همزمانی ساعت ها در دستگاه چرخان در مسیر بسته ممکن نیست که این منجر به اثر سگنک می شود. در سال 1925 آزمایشی توسط مایکلسون و گال و پیرسون که اصلاح شده آزمایش های مایکلسون-مورلی و سگنک بود برای اندازه گیری نرخ چرخش زمین با در نظر گرفتن اتر انجام شد و نتیجه آن مثبت بود و جابجایی خطوط تداخلی مشاهده شد. این اثر در دهه 70 میلادی با اختراع لیزر در تداخل سنجی لیزری و ساخت حلقه ژیروسکوپ لیزری و اندازه گیری نرخ چرخش دستگاه مرجع با دقت زیاد و تغییرات طول شبانه روز و سیستم ناوبری و مکان یابی و هدایت هواپیما و کشتی و زیردریایی و ماهواره و موشک و حفظ تعادل ربات و ... کاربرد وسیعی پیدا دارد. پیشنهادهایی برای کاربرد اثر سگنک در اندازه گیری میدان گراویتو مغناطیسی و اثر لنز-تیرینگ ناشی از چرخش جرم و مشاهده مستقیم موج گرانشی که از نتایج نسبیت عام هستند مطرح شده است. معادلات الکترودینامیک ماکسول با شرط لورنس و معادلات انیشتین با شرط مختصات هارمونیک در تقریب خطی میدان ضعیف شبیه به یکدیگراند. بر این اساس شباهتی بین گرانش و الکترومغناطیس می توان در نظر گرفت. همانطور که ذره ای با گشتاور مغناطیسی سبب پتانسیل برداری مغناطیسی شده و در حضور میدان مغناطیسی حرکت تقدیمی دارد جرم چرخان با تکانه زاویه ای سبب پتانسیل برداری گراویتومغناطیسی می شود و ذره ای با اسپین در حضور میدان گراویتومغناطیسی حرکت تقدیمی دارد که با حل معادلات میدان برای توزیع یکنواخت جرمی با تقارن کروی بدست می آید. چرخش زمین سبب حرکت تقدیمی محور ژیروسکوپ شده که از آن تعبیر به کشش دستگاه مرجع لخت می شود این اثر لنز-تیرینگ است. این اثر موجب ناهمسانگردی در انتشار نور می شود که در حلقه ژیروسکوپ لیزری با مشاهده جابجایی خطوط تداخلی روی زمین قابل اندازه گیری است. در سال 2004 آزمایش gp-b با استفاده از ماهواره شامل چهار ژیروسکوپ نیوتنی انجام شد که دقت %19 نتیجه اندازه گیری این اثر بود. در متریک کر که جرمی چرخان مانند زمین را توصیف می کند اثر سگنک برای مشاهده گری که در مداری دایره شکل با سرعت زاویه ای ثابت در حال گردش است محاسبه شده است در سرعت زاویه ای خاص این اثر مشاهده نمی شود و اگر سرعت زاویه ای مشاهده گر صفر باشد اثر مشاهده می شود که این از ویژگی های متریک کر است. معادلات انیشتین با تقریب خطی میدان ضعیف موج گرانشی را پیشنهاد می دهد با استفاده از تداخل سنج های مایکلسون-مورلی و سگنک می توان موج گرانشی را مستقیما آشکارسازی نمود اثبات غیر مستقیم با مشاهده کاهش دوره تناوب دوتایی پالسار انجام شد. امواج گرانشی فاصله بین اجرام را تغییر می دهند که با روش تداخل سنجی قابل اندازه گیری است برای این کار مولفه های تانسور متریک در حضور موج گرانشی به دلیل چرخش آشکارساز در دستگاه چرخان محاسبه می شوند. از نتایج این مجموعه می توان به کاربردهای اثر سگنک در تعیین سرعت زاویه ای با دقت بالا و سیستم ناوبری و فعالیت های گسترده تجربی اشاره کرد.

در ابتدای دهه ی 80 میلادی گاث یک مد تورمی برای حل پارادوکس های مدل استاندارد کیهان شناسی ارائه کرد. بر مبنای مدل او جهان در یک دوره ی بسیار کوتاه رشد خیره کننده ای داشته است به گونه ای که ابعاد جهان در مدت زمانی در حدود $10^{-32} $ ثانیه ، $ 10^{26} $ برابر شده است! مدل او توانست پارادوکس افق و نیز مسئله ی تختی را به خوبی حل کند، اما به زودی معلوم شد یک ایراد بنیادی هم دارد به گونه ای که ساختار جهان را به شدت ناهمگن پیش بینی می کند. این مشکل با معرفی نظریه ی تورمی جدیدی توسط آلبرت و استاینهارت و نیز لینده حل شد. هنگامی که مشخص شد نظریه ی تورم می تواند منشأ اختلالات کیهانی و نیز طیف آنها را به درستی پیش بینی کند با یک پذیرش همگانی و گسترده روبرو شد. از آن روز که گاث مدل خود را معرفی کرد تا به امروز ده ها مدل تورمی دیگر متولد شده اند که از میان آنها مدل تورمی غلتش آرام از لحاظ مطابقت پیش بینی ها و مشاهدات رصدی نسبت به سایر مدل ها صدر نشین بوده است. از سوی دیگر، اغلب مدل های تورمی برای یک جهان تخت معرفی شده اند و حال آنکه امروزه شواهد رصدی بسته بودن زیرمنیفلدهای فضایی جهان را رد نمی کنند. به همین خاطر در این رساله یک مدل تورمی متناسب با جهانی بسته مورد مطالعه قرار گرفته است. همچنان که خواهیم دید مدل های بسته می توانند مفری برای گریز از تکینگی مهبانگ باشند. از سوی دیگر می توان نشان داد که تنها یک جهان بسته است که می تواند از نیستی و عدم متولد شود. مطلب دیگر شایان ذکر طیف اختلالات در یک جهان بسته است که برخلاف طیف مذکور در جهان تخت، گسسته است و همچنین عدد پویشی قابل ملاحظه ای دارد. این موضوع در فصل 4 همین رساله مورد مطالعه قرار گرفته است. به علاوه نسبت تانسور به اسکالر برای یک جهان بسته حساب شده و نشان داده شده که بر خلاف مدل تخت، این نسبت در یک جهان بسته به طول موج اختلالات بستگی آشکار دارد.

چکیده ندارد.

نظریه ی نسبیت عام وجود امواج گرانشی را پیش بینی می کند ولی به خاطر شدت ضعف این امواج ، هنوز به طور مستقیم این امواج گرانشی مشاهده نشدند. در سال 1974 هالس و تیلور سیستم دوتایی را کشف کردند.psr1913+16پالسار در این سیستم هر دو جسم، ستاره نوترونی می باشند و خیلی کوچک اند و تنها یکی از آن ها پالسار می باشد. دوره تناوب مداری آن حدود 8 ساعت می باشد که این مقدار در مقایسه با استانداردهای اختر فیزیکی فوق العاده کوچک می باشد.ستاره ای که پالسار است یک زمان سنج بسیار دقیق را فراهم می آورد که به وسیله آن می توان تغییرات دوره تناوب سیستم را که ناشی از کاهش انرژی است را محاسبه نمود. نتیجه حاصله با پیش بینی های نسبیت عام درباره کاهش انرژی از طریق تابش گرانشی، همخوانی دارد. سیستم منحصر بفردی است از آن جهت که هر دو ستاره psr j0737-3039سیستم دو پالساری نوترونی در آن پالسار می باشند. همچنین سرعت چرخش مداری و شتاب این سیستم در مقایسه با سیستم های مشاهده شده دیگر بیشتر می باشد. در نتیجه این سیستم بهترین و قابل دسترس ترین نمونه برای تصدیق پیش بینی های نسبیت عام می باشد.

مسئله فرمی، پاستاواولام زماین که فرمی درباره رسانش گرمائی در جامدات مطالعه می کرد، مطرح شد. مدل او زنجیره غیرخطی یک بعدی منظم، متشکل از فنرها و اجرام یکسان بود. که برای مطالعه ارگودیسیتی سیستم ها غیرخطی و برگشت ناپذیری در مکانیک آماری و موضوع تعادل در ترمودینامیک استفاده شد. طبق قضیه ای که خود را مطرح کرد این سیستم غیرخطی باید ارگودیگ باشد ولی نتیجه کار این طور نبود و این نقص در قضیه ارگودیسیتی خودش نهفته بود. آنها با حل معادلات حرکت حاصل از هامیلتونی یک بعدی به روش عددی مشاهده کردند سیستم کلاسیکی دارای نظم و قابل تحیلی است و انرژی داده شده به سیستم به طور نامساوی بین مدها (درجات آزادی) سیستم تقسیم می شد که برخلاف نظریه های آماری بود. سیستم فرمی نه تنها ارگودیک نیست بلکه تقریبا انتگرال پذیر است و مدارهای حرکت روی سطوج چنبره های در فضای فاز قرار می گیرند. در اینجا پس از بررسی بر حل های سیستم کلاسیکی (روش اختلالی انتقال - فرکانسی، روش عددی)، سیستم را از نظر کوانتمی مورد بررسی قرار می دهیم و با حل معادله شرودینگر و استفاده از تئوری اختلال، ترازهای انرژی را برای تعداد ذرات محدوده بدست آورده و نمودارهای انرژی حاصل را با نتایح کلاسیکی مقایسه می کنیم.

موضوع اصلی تحقیق این رساله بررسی اثر وجود یک ثابت کیهانشناختی ‏‎(a)‎‏ غیرصفر به طور کلی و خصوصا بر روی جواب کر ‏‎(kerr)‎‏ به عنوان فضا - زمان با تقارن محوری به انضمام بررسی حالات غیرایستا در همین مورد است. این پایان نامه شامل سه فصل است. در فصل او ضمن معرفی موضوع، به عنوان سرآغاز بحث درآمدی تاریخی به مسئله ثابت کیهانشاختی مطرح می گردد. همچنین مشاهدات اخیر توسط پرلموتر و همکاران ‏‎[1-6]‎‏ از ابرنواخترهای نوع ‏‎ia‎‏ به عنوان زمینه اجیای بحث ثابت کیهانشناختی ارائه می شود. فصل دوم اختصاص به این موضوع دارد که با توجه به مطالب فصل اول، در صورت فرض وجود یک ثابت کیهانشناختی مثبت، جواب خلا یک فضای دوسیتر تخت خواهد بود که برای توصیف این فضا دو مختصات معادل وجود دارد؛ اولی منر به متریکی از نوع رابرتسون - واکر می شود و دومی یک متریک ایستا از نوع شوارتزشیلد می دهد. ضمن بررسی منحنی های قدر بر حسب انتقال به سرخ برای نتایج تجربی جدید دیده میشود که اولین متریک ازدو نوع بالا تایید میشود. این بدین معنی است که می توانیم احتمال وجود یک جواب غیر ایستا را در نظر بگیریم. در فصل سوم نخست روشهای به دست آوردن جوابهای با تقارن کروی و محوری (جوابهای شوارتزشیلد و کر) برای معادله اینشتین مطرح و در هر دو مورد شکلهای رایج این جوابها حل شده است. در مرحله بعد با پذیرفتن شرایط ناشی از نتایج تجربی جدید جواب کر با فرض وجود ‏‎a‎‏ غیرصفر را بررسی می نمائیم. این بررسی با استفاده از روشهای محاسباتی قسمت اول این فصل انجام می گیرد.

مسئله ماده تاریک از سال 1933 با کشف زویکی مبتنی بر اینکه ماده مرئی تنها کسر کوچکی از جرم موجود در جهان را تشکیل می دهد، مطرح شد. با گذشت زمان شواهد دیگری برای وجود ماده تاریک بدست آمد و این مساله را به یک مساله خیلی مهم کیهان شناسی تبدیل نمود. روشهای تعیین جرم و پارامتر چگالی در شکل گیری مساله نقش مهمی دارند. ابتدا تاریخچه ماده تاریک و روشهای آشکارسازی آن مورد بررسی قرار می گیرد، در ضمن این بررسی چند روش کلاسیکی تعیین پارامتر چگالی بیان می شود، سپس مروری بر تابیس زمینه کیهانی و ناهمسانگردیهای آن و رابطه طیف ناشی از ناهمسانگردیهای تابش زمینه با پارامتر چگالی ارائه می گردد. نتایج حاصل از مشاهدات سالهای اخیر درباره تعیین پارامتر چگالی از روز ناهمسانگردیهای تابش زمینه کیهانی در پایان بررسی می شود.