چکیده جرم قابل مشاهده در کهکشان ها و خوشه های کهکشانی قادر به تولید گرانش مورد نیاز برای توصیف دینامیک آنها نیست. برای حل این مشکل، از طرفی سناریوی ماده ی تاریک سرد ‎‎ ‎(cdm)‎ و در طرف دیگر نظریه های گرانشی جایگزین پیشنهاد شده اند. گرانش جایگزینِ میلگروم (mond) ‏، موفات (mog‎) ‏، ثبوتی (nlnl) ‏، و سناریوی cdm ‏، همگی منحنی دورانِ کهکشان های مارپیچی را به خوبی باز تولید می کنند. اگر چه مقادیر کاملاً متفاوتی برای نسبت جرم-به-درخشندگیِ ستاره ای، m/l ، در کهکشان ها پیش بینی می کنند. در بخش اول از این پایان نامه، با استفاده ازمدل های سنتز جمعیت ستاره ای ‏، ‎sps‎ ‏، و رابطه ی رنگ-m/l در کهکشان ها، روشی را برای تفکیک مدل های گرانشی مختلف پیشنهاد داده ایم. چگونگی رابطه ی رنگ-m/l به تابع جرم اولیه ، imf ، بستگی دارد. ما منحنی دوران 46 کهکشان از گونه های مختلف را آنالیز نموده و مقادیر نتیجه شده برای m/l را با پیش بینی مدل های sps مقایسه نموده ایم. رابطه ی رنگ-m/l که از مدل های گرانشی mond و nlnl به دست می آیند با پیش بینیِ مدل های sps سازگار هستند. در حالی که مد ل mog فاقد چنین سازگاریی می باشد و m/l های به دست آمده از مدل cdm بسیار پراکنده اند. به علاوه نسبت های m/l برآمده از مدل گرانشیِ nlnl با تابع جرم اولیه ی کروپا توافق بهتری دارد در حالی که mond با تابع جرم اولیه ی سالپتر‎‎‎‎ در توافق است. به این ترتیب به نوعی imf های مختلف نیز از یکدیگر تفکیک می شوند. در بخش دوم از این پایان نامه، برای اولین بار شبیه سازی مستقیم n - ذره ای را به صورت ستاره-به-ستاره برای یکی از خوشه های کرویِ پیر کهکشان راه شیری ، پالومار 14 (pal14) انجام داده ایم. با استفاده از سخت افزار gpu در دانشگاه بُن، مجموعه ای از محاسباتِ جامعِ n - ذره ای را برای مدل سازیِ این خوشه انجام داده ایم. با تغییر شرایط اولیه، بهترین مدل اولیه را که پس از تحول با داده های رصدی تطابق بهتری داشته است را یافته ایم. برای این منظور علاوه بر شعاع نیمه-روشنایی، جرم و سرعت پخشی، شیب تابع جرم ستاره ایِ pal14 را نیز که به طور قابل توجهی تخت تر از دیگر خوشه های کروی است بازتولید کرده ایم. اگر چه بیشتر مدل های ما قادر به توصیف پارامتر های اصلی خوشه هستند اما جداسازیِ جرمیِ دینامیکی به تنهایی قادر به توصیفِ شیب تابع جرم pal14 نمی باشد. برای توضیح این تخت شدگی، مدل های اولیه ی دیگری با درجات مختلفی از جداسازی جرمی اولیه و یا imf تخت شده را بررسی نموده ایم. اما میزان جداسازی جرمی اولیه ی لازم برای بازتولید شیب تابع جرم‏، خیلی زیاد است. این مدل سازی ها نشان می دهند که شرایط اولیه ی pal14 بعد از خروج گاز عبارت است از: شعاع نیمه-جرمِ ‎‎pc ??، جرم حدوداً ????? برابر جرم خورشید و احتمالاً درجاتی از جداسازی جرمی اولیه یا تابع جرم اولیه ی غیر کاونیک با تعداد کمتری ستاره ی کم جرم. همچنین مدلی با 5 درصد دوتایی اولیه را برای بررسی تأثیر دوتایی ها بر تحول خوشه، شبیه سازی نموده ایم، که تأثیر چندانی ندیدیم. نشان دادیم که کسر دوتایی های این خوشه در طول تحول تقریباً ثابت باقی می ماند. بنابراین به نظر می رسد که خوشه های کروی هاله با چگالیِ کم، موارد مناسبی برای به دست آوردن کسر دوتایی های اولیه ی خوشه هستند.

رابطه ی نسبت جرم ستاره ای-به-درخشندگی و رنگ، یک ابزار رایج برای تخمین جرم ستاره ای در کهکشان ها است. در یک جمعیت ستاره ای ساده,، این کمیت به کمیت هایی مانند تابع جرم اولیه، سن، فلزیت و فازهای مختلف تحول ستاره ای بستگی دارد. در یک جمعیت ستاره ای پیچیده، علاوه بر مواردی که ذکر شد، نسبت جرم ستارهإای به درخشندگی به تاریخچه ی تشکیل ستاره ای، مدل های تحول کهکشانی و گرد و غبار میان ستار ه ای بستگی دارد. هر یک از این پارامترها، عدم قطعیت های قابل ملاحظه ای در تخمین نسبت جرم ستاره ای-به-درخشندگی به همراه دارند. ما در این پایان نامه، با استفاده از پایگاه داده ی padova و کد سنتز جمعیت ستاره ای fsps، عدم قطعیت های موجود در رابطه ی نسبت جرم ستاره ای-به-درخشندگی و رنگ در جمعیت های ستاره ای ساده و پیچیده را مورد بحث و بررسی قرار داده ایم و با وجود این عدم قطعیت ها، هم بستگی محکمی بین نسبت جرم ستاره ای-به-درخشندگی و رنگ در نوارهای عبوری اپتیکی به دست آورده ایم.

ریزپرتاب های جرم تاجی رویدادهای انفجاری کوچک مقیاس‏ همراه با موج ای آی تی هستند. تشخیص این رویدادها در طول موج‎171 ‎ آنگستروم و در نواحی آرام به دلیل کم بودن فعالیت های پس زمینه بهتر امکان پذیر می باشد. در این رساله از تصاویر ‎ای آی ای‎ ماهواره اس دی او مربوط به دو روز ‎ 29 ژانویه و ‎13 فوریه ‎ 2011با طول موج ‎ 171 ‎ آنگستروم، قدرت تفکیک ‎ 0.6 ‎ و آهنگ زمانی ‎ 90 ‎ و ‎ 45 ثانیه و تصاویر مغناطیس سنج دریافتی از بسته ابزاری ‎اچ ام آی‎ در طول موج ‎ 6173 ‎ آنگستروم، قدرت تفکیک ‎ 1 ‎ و آهنگ زمانی ‎ 45 ثانیه به منظور مطالعه آماری ساختار مغناطیسی ‎ ‎131‎ ‎ مینی سی ام ای ‏استفاده شده است که در این میان ساختار مغناطیسی ‎ 45‎ ‎ ‏درصد از رویدادها دارای تغییرات ‎‎‏ناچیز و ‎55‎ ‎‏ دارای تغییرات زیادی بوده و توسط بازاتصالی خطوط میدان پدید آمده اند. همچنین ‎ 22 ‎‎‎‎‎ ‏و ‎ ‎23‎ ‎ ‏درصد از رویدادها به ترتیب با ناپدید شدن قطب های مغناطیسی و ترکیبی از فرآیندهای مغناطیسی همانند ناپدید شدن خطوط میدان‏، ظهور‏، تکه تکه شدن و یکی شدن قطب های مغناطیسی مر‎تبط‎ می باشند.

یکی از پارامترهای مهم در اخترفیزیک، نسبت جرم ستاره ای به درخشندگی است که تفسیر بین نورسنجی و دینامیک را ممکن می سازد. به کار بردن مقدار مناسب برای نسبتm/l ستاره ای در کهکشان های مارپیچی، در تجزیه و تحلیل سهم مولفه های مختلف در منحنی دوران کهکشان، حائز اهمیت است. رابطه ای قوی بین نسبتm/l ستاره ای و رنگ کهکشان وجود دارد. این رابطه ابزاری قدرتمند برای فهمیدن نسبت m/l ستاره ای کهکشان های مارپیچی و استفاده از آن در تجزیه ی منحنی دوران است. در این پایان نامه تحول جمعیت های ستاره ای ساده و پیچیده را بررسی کردیم. برای این کار از مدل های سنتز جمعیت ستاره ای (sps)، برای تفسیر نوری (رنگ ها، نسبت های جرم به درخشندگی،...) که از کهکشان ها مشاهده می کنیم، استفاده کرده ایم. با در نظر گرفتن تابع جرم اولیه و مسیرهای تحولی ستاره هایی با جرم های اولیه ی مختلف، به بررسی ویژگی هایی مانند رنگ، درخشندگی و ... پرداختیم. در ابتدا ویژگی های مختلف جمعیت های ستاره ای ساده را بررسی کرده و سپس به بررسی همین ویژگی ها در جمعیت های ستاره ای پیچیده پرداختیم. با این بررسی ها رابطه ای قوی بین رنگ و نسبت m/l ستاره ای ستاره ای در باند اپتیکی، برای جمعیت های ستاره ای ساده و پیچیده به دست آوردیم، که می تواند برای به دست آوردن نسبتm/l ستاره ای ستاره ای از روی رنگ مشاهده شده ی آن ها استفاده شود. علاوه بر این، تأثیر فاز تپش گرمایی شاخه ی مجانبی غول و همچنین همرفت پرتابی را بر روی جمعیت های ستاره ای ساده و پیچیده بررسی کردیم. وارد کردن همرفت پرتابی تغییر چندانی در رابطه ی رنگ و نسبت m/l ستاره ای ایجاد نکرد. در حالی که فاز تپش گرمایی شاخه ی مجانبی غول تأثیر بسیار زیادی بر رابطه ی رنگ و نسبت m/l ستاره ای در باند فروسرخ داشت، ولی تأثیر چندانی در باند اپتیکی نشان نداد.

ما در این پایان نامه، به بررسی اثر میدان کشندی کهکشان بر روند تحول خوشه های کروی می پردازیم. در این کار با استفاده از کد nbody6 ، خوشه های کروی را که در میدان کشندی کهکشان در حال تحول هستند، شبیه سازی می کنیم. برای کهکشان سه مولفه ی برآمدگی، دیسک و هاله ی ماده ی تاریک (مدل nfw ) در نظر می گیریم. با تغییر جرم ویریالی و تمرکز هاله ی کهکشان، تاثیر این مولفه ها بر اندازه ی خوشه را بررسی می کنیم. نتایج شبیه سازی ها نشان می دهند، هنگامی که جرم و تمرکز هاله به هم وابسته اند، و در واقع هاله با یک مولفه ی آزاد مشخص می شود، تغییر هاله، تغییر چندانی در تحول جرم و شعاع نیمه جرم خوشه نشان نمی دهد، اما هنگامی که جرم و تمرکز از هم مستقل اند، تمرکز در هاله های سنگین نقش مهم تری را ایفا می کند و افزایش تمرکز در این هاله ها، نرخ کاهش جرم را در نواحی داخلی کهکشان افزایش می دهد.