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.

چکیده ندارد.

ستاره دو تایی گرفتی ‏‎cn and‎‏ در طول چهار شب از اواخر شهریور لغایت اوایل مهرماه سال 1379 خورشیدی برابر با سال 2000 میلادی در رصد خانه خواجه نصیرالدین طوسی نورسنجی شده است.برای این منظور از یک تلسکوپ بازتابی کاسگرین ‏‎f/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 ای تضریب کننده ‏‎rca1p21‎‏ است ، استفاده شده است.از آنجایی که منحنی های نوری به دست آمده برای این سیستم با فیلترهای ‏‎b‎‏ و ‏‎v‎‏ دارای اثر اکانل هستند لذا اثر اکانل به طور مفصلی بررسی شده است.

ستارگان تپنده سریع ‏‎ap‎‏ که به اختصار ستارگان ‏‎(rapidlly oscillating ap star)ro ap‎‏ نامیده می شوند که دوره تپش آنها در مقایسه با سایر ستارگان تپنده بسیار کوتاه و از مرتبه کمتر از یک ساعت است. این ستارگان دارای نوع طیفی ‏‎a‎‏ بوده و بخاطر ویژگیهای موجود در طیفشان به ستارگان ‏‎ap‎‏ موسومند.در این پروژه ، نخست با استفاده از تغییرات نوری مشاهده شده و نوسانات آنها بعضی از مشخصات فیزیکی این ستارگان از قبیل جرم، شعاع و دمای موثر تعیین شده اند. سپس با درنظر گرفتن یک ساختار مغناطیسی دوقطبی ، اثر آن بر نوسانات این ستارگان مورد بررسی قرار گرفته است. این بررسی نشان داد که اولا: در حضور میدانهای مغناطیسی دوره تپش کوتاهتر می شود(نتیجه ای که با مشاهدات سازگاری کامل دارد). ثانیا با دور شدن از قطب مغناطیسی ستاره، دامنه نوسانات کاهش می یابد و به ازای یک زاویه قطبی بحرانی که نسبت به محور مغناطیسی سنجیده می شود دامنه نوسانات به حداقل می رسد. بنابراین می توان گفت که محور تپش ستاره بر محور مغناطیسی آن منطبق است.