اساس و پیدایش توابع توزیع کوانتومی بر مبنای تحقیقاتی است که ویگنر در سال 1932 در زمینه سیستم های بس ذره ای انجام داد. او در حین مطالعه این سیستم ها در دماهای پایین متوجه شد که توابع توزیع موجود قادر به توجیه رفتار ذرات در این دماها نمی باشد به همین جهت با در نظر گرفتن تصحیحات کوانتومی لازم، تابع توزیعی معرفی کرد که مبنای پیدایش روشی جدید برای مطالعه مکانیک آمار کوانتومی و مکانیک کوانتومی گردید. پس از ویگنر افراد دیگری توابع توزیعی چون هوسیمی، کریکوود، مهتا، گلابر و ....... معرفی کردند. تعریف این توابع با توجه به معادل های تابعی عملگرها صورت می گرفت تا اینکه در سال 1993 ثبوتی و نصیری با معرفی فضای فاز گسترش یافته چارچوبی را فراهم آوردند که هر کدام از این توابع توزیع به عنوان نمایشی از این فضا معرفی شوند. علاوه بر این آنها نشان دادند با استفاده از تبدیلات بندادی که در این فضا معرفی می شوند می توان به نمایش های مختلف دست یافت که نه تنها معرف توابع توزیع شناخته شده تا کنون است بلکه توابع توزیع جدیدی را نیز معرفی می نماید. بنابراین با استفاده از ابزار تبدیلات بندادی فضای فاز گسترش یافته می توان به حل مسائل متفاوت در حوزه های مختلف مکانیک کوانتومی پرداخت. در این رساله سعی شده است تا با بهره گیری از این ساختار محاسباتی فضای فاز گسترش یافته به بررسی پتانسیل کوانتومی، که همواره از موضوع های مورد بحث در مکانیک کوانتومی است، پرداخته شود. با توجه به کارهای قبلی که در این زمینه در فضای فاز گسترش یافته صورت گرفته تلاش شده تا نمایشی پیدا شود که در آن پتانسیل کوانتومی برای هر پتانسیل دلخواه از بین رود. مسئله دیگری که در این رساله مورد بحث قرار گرفته کوانتش انرژی است که با استفاده از حقیقی بودن تابع توزیع ویگنر راه جدیدی برای کوانتش انرژی پیشنهاد شده است. در نهایت با توجه به اهمیت مسائل مرزی در مکانیک کوانتومی حالت خاصی از این مسائل در فضای فاز گسترش یافته مورد بررسی قرار گرفته است و نشان داده شده که حضور مرز دراین گونه مسائل را می توان به صورت پتانسیلی که در هامیلتونی ظاهر می شود دید.

در این رساله، نوسانات آرام پلاسمای تاج مطالعه می شود. اثر غیر یکنواختی میدان مغناطیسی و غیر همگنی دما روی وجوه نوسانی آرام حلقه های تاج مورد بررسی قرار می گیرد. حلقه های تاج خورشید بصورت لوله های شار پلاسما با بتای کم با میدان مغناطیسی غیر یکنواخت با لایه بندی چگالی در امتداد میدان مغناطیسی در نظر گرفته می شوند. معادلات مغناطو هیدرو دینامیکی خطی شده در شرایط بتای کم به معادله کلاین- گوردون تبدیل می شوند. معادله کلاین - گوردون با در نظر گرفتن شرایط مرزی مناسب برای شرایط مختلف بصورت تحلیلی و عددی حل می شود. نتایج حاصل از معادله نشان می دهند فرکانسها و نسبت آنها برای امواج مغناطو هیدرو دینامیکی آرام تابع حساسی نسبت به شیب دما و ارتفاع مقیاس فشار است. ولی با تغییر ضریب غیر همگنی میدان مغناطیسی فرکانسها و نسبت آنها به آرامی تغییر می کنند برای مثال با افزایش ضریب غیر همگنی میدان مغناطیسی به حد اکثر مقدار خودش فرکانس ها کمتر از 10 در صد تغییر می کنند. در ادامه، تاج خورشید بصورت یک محیط مغناطیده و به شکل نیم دایره که میدان گرانش بر امتداد آن تصویر شده گرفته شده و منابع گرمایش و سرمایش تاج مثل تابش، رسانش و ویسکوزیته نیز به مدل اضافه می شود. معادلات مغناطو هیدرو دینامیکی خطی شده به یک معادله دیفرانسیل مرتبه چهار از سرعت اختلالی تبدیل می شوند. معادله حاصل با اعمال شرایط مرزی مناسب برای شرایط مختلف در حضور عوامل اتلاف انرژی حل می شوند. از جوابهای معادله معلوم می شود شیب دمای باعث کاهش فرکانس ها و نسبت آنها در مقایسه با حالت همدما می شود ولی نسبت فرکانس ها در مقایسه با خود فرکانس ها حساسیت بیشتری به شیب دما دارند. تابش تاثیر چندانی روی فرکانس های نوسانی و میرایی حلقه های نوسانی ندارد ولی رسانش و ویسکوزیته تاثیر زیادی روی فرکانس های نوسانی و میرایی دارند. رسانش عامل اصلی در تغییر فرکانس ها و ویسکوزیته عامل اصلی میرایی حلقه های نوسانی است. نتایج حاصل از لوله های شار غیر همدما در حضور رسانش یا ویسکوزیته در یک بازه معین با مشاهدات سازگار است ولی با ترکیب هر دو عامل رسانش و ویسکوزیته جوابها در بازه وسیعتری با مشاهدات سازگارند. در انتها، نوسان آرام از تصاویر فرابنفش دور تلسکوپ اس دی او استفاده می شود پریودهای نوسانی وجوه آرام بین 1- 17 دقیقه و زمان میرایی حدود 30 دقیقه استخراج می شوند.

بندیک و همکارش همچنین کنفک و همکارش شاخص های غیرکلاسیکی بر اساس قسمت منفی تابع توزیع ویگنر در فضای فاز کوآنتومی تعریف نموده اند. این شاخص ها برای بعضی از حالت ها در مکانیک کوانتومی و اپتیک کوانتومی کاربرد دارند. در این رساله شاخص جدیدی بر اساس تداخل در فضای فاز برای برخی از توابع توزیع حقیقی مانند ویگنر، هوسیمی و ریویر تعریف شده است. در حالت حدی نتایج به دست آمده برای شاخص جدید در نمایش ویگنر با شاخص های بندیک و کنفک معادل است. این شاخص برای مثال های گربه ی شرودینگر، حالت حرارتی، حالت برهم نهی ترازهای نوسانگر هماهنگ و حالت های درهم تنیده بررسی شده و با شاخص های قبلی مقایسه شده است. رفتار شاخص جدید در نمایش های ویگنر، هوسیمی و ریویر مشابه می باشد. همچنین برای حالت های برهم نهی شده و درهم تنیده به ترتیب اثر کوانتومی برهم نهی و درهم تنیدگی مشاهده می شود. به نظر می رسد رفتار فیزیکی شاخص غیرکلاسیکی ناشی از اصل عدم قطعیت است که این ارتباط بررسی شده است. مکانیک آماری نافزونور روش قدرتمندی برای توصیف سیستم های پیچیده است. آنتروپی تسالیس به عنوان عنصر اصلی این نظریه بدون اثبات می باشد. بسیاری از افراد سعی در استخراج آنتروپی تسالیس با اصول موضوعه دارند. در این جا ما نیز با ادامه روش ونگ ‎و با استفاده از نظریه ی اطلاعات ناکامل، آنتروپی تسالیس را دوباره به دست آورده ایم. برای رسیدن به شکل رایج آنتروپی تسالیس اصول موضوعه ی اطلاعات ناکامل در مقایسه با نتیجه ونگ تغیر یافته و احتمال همراه جدیدی تعریف شده است. علاوه بر این، در این رساله، آنتروپی کوانتومی تسالیس در فضای فاز کوانتومی با استفاده از توابع توزیع ویگنر و هوسیمی معرفی شده است. آنتروپی کوانتومی تسالیس با شاخص غیرکلاسیکی کنفک برای چند مثال مختلف، حالت گربه ی شرودینگر، حالت حرارتی، برهم نهی ترازهای پایه و اول حالت عددی و ویژه حالت های نوسانگر هماهنگ مقایسه شده است. با مقایسه مشخص می شود که در نمایش ویگنر اطلاعات کاملی برای حالت مورد بررسی در دسترس قرار می گیرد، زیرا شاخص نافزونوری ‎q=1‎ است. اما در نمایش هوسیمی با شاخص نافزونوری ‎q>1 ‎ به برخی از اطلاعات دسترسی داریم.

با مطالعه طیف ستارگان، دمای سطحی، ترکیب شیمیایی جو ستاره، سرعت شعاعی و سرعت چرخش محوری ستاره قابل محاسبه و تخمین می باشد. در این راستا، مطالعه پهن شدگی خطوط طیفی از موارد مهم یاد شده است. این پهن شدگی به دلایل مختلف، از جمله پهن شدگی دوپلری گرمایی، حرکت ماکروسکوپی و آشفتگی پلاسما، چرخش محوری و نظایر آن می باشند. با توجه به پدیده دوپلر، چرخش محوری ستاره موجب پهن شدگی خطوط طیفی آن می شود. میزان پهن شدگی خطوط طیفی متناسب با سرعت چرخش محوری ستاره است. طیف نمای هایرس از نوع توری پراش بازتابی است. این طیف نما برای اتصال به تلسکوپهای کوچک و متوسط ساخته شده است. با استفاده از این طیف نما، دوربین ccd و تلسکوپ 16 اینچ، طیف ستاره کرکس از صورت فلکی عقاب ثبت شده است. در این رساله به بررسی اثر دمای محیطی، دمای صفحه حساس دوربین ccd، رطوبت نسبی هوا، زاویه ارتفاع ستاره و موقعیت مکانی رصد بر طیف ثبت شده ستاره ای پرداختیم. با ثبت ناحیه h_? از طیف ستاره کرکس، با استفاده از بررسی پهن شدگی دوپلری گرمایی و پهن شدگی چرخشی، سرعت چرخش محوری تخمین زده شده است. سرعت چرخش محوری ستاره کرکس حدود km/s 267 بدست آمده که با نتایج پیشین مطابقت خوبی دارد.

کیفیت تصاویر نجومی علاوه بر ویژگیهای تلسکوپ و سیستم تصویربرداری، به مناسب بودن محل استقرار تلسکوپ نیز بستگی دارد. برای پیدا کردن محلهای مناسب باید عوامل مختلفی را بررسی نمود. به طور کلی، پارامترهای مهم در مکانیابی رصدخانه ها به چهار دسته پارامترهای ژئوفیزیکی (توپوگرافی محل، لرزه سنجی، زمین شناسی، زلزله خیزی، رانش زمین، ارتفاع منطقه، نحوه قرار گرفتن ارتفاعات و دشت، جنس زمین و... )، پارامترهای هواشناسی( تلاطم جو، پوشش ابری، فشار بخار آب در جو، تعداد شبهای صاف در طول سال، سرعت متوسط باد، جهت و سرعت بادهای غالب، درصد بادهای آرام، تغییرات دما در طول شب، تغییرات فشار، درصد رطوبت نسبی، ارتفاع و تعداد دفعات وقوع لایه های وارونی و...)، پارامترهای نجومی(دید نجومی، ضریب کدورت جو، روشنایی آسمان، چشمک زنی ستارگان و...) و پارامترهای محلی (آلودگی نوری، دسترسی به مراکز علمی و جاده، دوری از شهرهای بزرگ، امکان دسترسی به امکانات و...) تقسیم می شوند. قبل از تأسیس رصدخانه های بزرگ باید تمامی پارامترهای بالا به طور دقیق بررسی شوند؛ در غیر این صورت تنها با افزایش توان تفکیک تلسکوپ نمیتوان به رصدخانهای با کیفیت های معتبر جهانی دست یافت. در این رساله، هدف ما اندازه گیری و تحلیل آلودگی نوری و روشنایی آسمان در محلهای کاندید احداث رصدخانه ملی ایران با استفاده از فیلترهای استاندارد ubvri بوده است. برای دستیابی به این هدف ابتدا مطالعات نظری کامل انجام گرفت و نظریه ها و مدل های مختلف بررسی گردید؛ در ادامه ابزارها و نرم افزارهای لازم آماده شد و در پایان این کمیت ها برای قله های کاندید احداث رصدخانه ملی ایران داده برداری و تحلیل شد.

ساختار و دینامیک تاج خورشید برپایه ی میدان مغناطیسی است. در این رساله به بازسازی خطوط میدان مغناطیسی تاج بر پایه ی الگو های میدان پتانسیلی، میدان بدون نیروی خطی و میدان بدون نیروی غیرخطی با روش بهینه سازی ویتلند بر روی داده های مغناطوگرام می پردازیم. این داده ها توسط تلسکوپ فضایی اِس دی او/اِچ ام آی برای شراره ی خورشیدی رده ی x در 7 مارس 2012 گرفته شده است.همچنین فعالیت شراره ها را در زمان های شروع، اوج و پایان فعالیت بررسی کرده و انرژی آزاد مغناطیسی آن را محاسبه نمودیم.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

هدف از انجام این پروژه تهیه و تحلیل نقشه ی رادیویی آسمان نیمکره ی شمالی است. برای رسیدن به این هدف ابتدا مطالعات نظری از قبیل آشنایی با نجوم رادیویی، منابع رادیویی، مکانیزم تشعشع، آنتن رادیویی، نحوه ی بدست آوردن اطلاعات و آشکار سازی سیگنال رادیویی صورت گرفته است. سپس به مدت 6 ماه اقدام به جمع آوری داده شده است مکان منابع رادیویی و چگالی شار آنها اندازه گیری شده است. و در پایان نقشه رادیویی آسمان نیمکره ی شمالی در فرکانس ghz 5 تهیه شده است.